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Des astéroïdes aux planètes géantes chaudes – Etude de l’émission thermique en interférométrie différentielle et

perspectives liées à MATISSE

MATTER Alexis

3ème année de thèse

Directeurs : Bruno Lopez

Stéphane Lagarde

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Motivations et contexte scientifiqueMotivations et contexte scientifique

IR moyen (5-20 μm) → riche en informations sur différentes sources astrophysiques :

Planètes de type « Jupiter chaud » Astéroides

• Etude fine des observables interférométriques -> optimisation

• Cadre astrophysique → planétologie

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Instrumentation actuelle du VLTIInstrumentation actuelle du VLTI

Laboratoire de recombinaison

AT : 1.8 m

UT : 8 m

AMBER : AMBER : . 3 télescopes . 3 télescopes . Bandes J, H, . Bandes J, H, K K (1-2,4 (1-2,4 μm)μm)MIDI : MIDI : . 2 télescopes . 2 télescopes . N band . N band (7,8-13 μm)(7,8-13 μm)

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Composantes de la thèseComposantes de la thèse

Astrophysique

• Observation de plusieurs sources astrophysiques

→ Planètes de type ‘Jupiter chaud’

→ Astéroïdes

→ Enveloppes circumstellaires d’étoiles de type Wolf Rayet

• Traitement optimisé des données

Instrumentale

• L’instrument MATISSE :

-> recombinaison de 4 télescopes

-> ouverture à de nouvelles bandes spectrales

-> spectroscopie et reconstruction d’image

• Implication dans le projet :

-> étude théorique d’effets instrumentaux par rapport à un cas astrophysique exigeant

-> définition de spécifications et modifications dans le design de l’instrument

• Travail d’interprétation astrophysique des observables interférométriques

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Introduction à l’interférométrie

Détecteur

B

D

b

Plan des télescopes Plan de recombinaison

f

x

Etape de collection des 2 faisceaux

Etape de mélange des 2 faisceaux

Formation des franges

d’interférence

)]cos(1[),( 0 x

aIxI

Contraste des franges

Phase des franges

β

x

)]cos(*1[),( )()(0

BB xaCIxI

2I00I0-I0*C

I0+I0*C φ

66

11erer essai de détection directe et essai de détection directe et spectroscopiespectroscopie de Gliese 86bde Gliese 86b

. Caractéristiques du systèmeGL 86

GL 86b

ρ = 0.1 UA

Tstar ≈ 5200°K Tplanet ≈ 1000°K

Msin(i) ≈ 4 Mjup

. Principe de détection φ

GL 86 GL 86b

Franges dispersées → Etude de la signature de phase φ(λ)=f ( Iplanet(λ)/I star(λ), ρ )

77

. Problématique liée à l’observation des Jupiter chauds:

-> signal de phase de la planète ≈ 10-3, 10-4 radians

-> précision atteinte actuellement sur la mesure de phase ≈ 10-2 radians

-> limitations dues principalement à l’atmosphère

Caractéristiques de l’observation

- campagne d’observation sur 2 demi-nuits avec MIDI (novembre 2007)

- Utilisation des UTs et de la ligne de base de 130 m

- Observation dans le plan perpendiculaire à la ligne de base

- Utilisation simultanée des instruments AMBER et MIDI pour la 1ère fois -> nouvelle méthode de calibration (AMBER = estimateur indépendant de la dispersion atmosphérique sans intervention sur le signal de la planète)

88

Phase théorique attendue pour Gliese 86b

• Causes de dégradation de la mesure de phase

• Dispersion due à la vapeur d’eau → courbure parasite >> courbure due à la planète

• 1er essai -> compromis techniques pour utilisation simultanée AMBER+MIDI

Mesure de phase sur Gliese 86b durant la 2ème nuit

≈ 0.07°

≈ 6°

• Précision des mesures de la phase atmosphérique avec AMBER ≈ 1° -> correction des données MIDI avec une précision ≈ 0.5° (amélioration d’un facteur 10)

-> Article en cours de soumission à ApJ (Matter et al., 2009)

99

11èreère détermination directe de tailles d’astéroïdes par interférométrie détermination directe de tailles d’astéroïdes par interférométrie

• Pour la plupart des astéroïdes de type MBA et NEA -> actuellement, impossibilité de déterminer directement taille, forme et masse

-> Utilisation des mesures de flux IR : I(λ) → ajustement à un modèle thermique (distribution de température)→ contrainte sur la taille de la source et l’albedo

• Interférométrie (VLTI)

-> pouvoir de résolution ≈ 15mas > techniques d’imagerie directe ou radar -> mesures directes de taille et de forme sur un + large panel d’astéroïdesPanel accessible avec l’interféromètre MIDI

1010

• Contraste des franges d’interférences -> fonction de la dimension angulaire de l’objet

Franges -> V(λ) -> fit par un modèle géométrique de visibilité -> mesure de DangDang

1111

• Campagne d’observation réalisée en Novembre 2005 au VLTI (ligne de base≈40m)

-> 2 astéroïdes de la Ceinture Principale

234 Barbara

?

951 Gaspra

• Distance ≈ 0.87 AU• Période de rotation ≈ 7h• Astéroïde «test» pour MIDI

• Distance ≈ 1.2 AU• Période de rotation ≈ 26h

• Binarité possible

1212

951 Gaspra -> 2 mesures de visibilité

Modèle de forme tiré des observations de Galileo (Thomas et al., 1994)

D (km)D (km) ΘΘ (mas) (mas) NotesNotes

11.4 11.4 ±± 2 2 18 18 ± 3± 3 Shape model from Shape model from Galileo observationsGalileo observations

11 11 ± 1± 1 17 17 ± 2 ± 2 Best interferometric Best interferometric fit (uniform disk)fit (uniform disk)

→ Bon accord entre les différentes méthodes

→ MIDI peut résoudre spatialement des astéroïdes de taille ≈ 10 km

1313

234 Barbara -> 1 mesure de visibilité

• Résultat → composante principale : D = 37.1 ± 0.5 km

composante secondaire : D = 21.0 ± 0.2 km

séparation centre à centre: 24.2 ± 0.2 km

• Mise en évidence d’une structure complexe (peut-être binaire) -> histoire de formation complexe

Fit avec modèle de disque uniforme

Mesure de visibilité de MIDI

Fit avec modèle à 2 corps

B/λ

1414

ESO press release (4/02/2009)

1515

RésuméRésumé

• 1ère tentative de détection de planètes géantes chaudes avec MIDI+AMBER :

-> essai d’une nouvelle méthode de calibration (Matter et al., 2008 ; Matter et al.,2009)

-> précision des données ≈ facteur 10 de la détection

• 1ère application de l’interférométrie aux astéroïdes (Delbo et al., 2009):

-> mesure directe de taille pour 2 astéroïdes de la ceinture principale

-> indice de forme complexe pour 234 Barbara

• Travail de modélisation en cours sur l’émission des poussières d’une étoile évoluée de type Wolf-Rayet (WR104)

PerspectivesPerspectives• Nouvelle observation prévue pour Gliese 86b en Octobre

• Travail de modélisation thermophysique en cours sur l’astéroïde 41 Daphne. Mais aussi observations futures d’un plus large panel d’astéroïdes mais aussi de noyaux cométaires -> étude plus détaillé (paramètres physico-chimiques de surface)