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TITRE ET SUJET DE LA THESE PROPOSEE : MODELISATION DE MICROLENTILLES GRAVITATIONNELLESEXOTIQUES PAR DES METHODES BAYESIENNES: APPLICATION A LA DETECTION DE PLANETES EXTRA-SOLAIRES ETA LA CARACTERISATION DES ETOILES SOURCES LORS DE TRAVERSEES DE CAUSTIQUES.Pascal Fouqué, astronome au LATT, 0561332786Cette thèse s’inscrit à l’intérieur de la collaboration internationale PLANET (Probing Lensing Anomalies NETwork), qui réunitune trentaine de chercheurs dans 10 pays. Le but principal de cette collaboration est la détection de planètes extra-solaires par le biais d’uneméthode originale fondée sur le phénomène relativiste de lentille gravitationnelle.Le phénomène de lentille gravitationnelle a été prédit par Einstein en 1936. Dans le cas stellaire, on parle de microlentille, car lesimages ne sont distantes que de quelques milliarcsecondes et ne peuvent donc être résolues par un télescope classique. Par contre, cettedéflection de la lumière provoque un effet d’amplification (concentration des rayons lumineux dans une direction privilégiée) qui, elle, peutêtre détectée. En 1986, Paczynski a l’idée d’appliquer ce phénomène pour essayer de détecter la matière noire du halo de notre galaxie: lepassage d’un astre sombre, s’il existe, doit provoquer une amplification de la lumière d’une étoile source lorsque leurs directions sont-6 6pratiquement alignées. Les calculs prévoient une probabilité d’environ 10 , c’est-à-dire qu’en observant 10 étoiles, on peut espérer ...
Publié le : samedi 24 septembre 2011
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TITRE ET SUJET DE LA THESE PROPOSEE : MODELISATION DE MICROLENTILLES GRAVITATIONNELLES
EXOTIQUES PAR DES METHODES BAYESIENNES: APPLICATION A LA DETECTION DE PLANETES EXTRA-SOLAIRES ET
A LA CARACTERISATION DES ETOILES SOURCES LORS DE TRAVERSEES DE CAUSTIQUES.
Pascal Fouqué, astronome au LATT, 0561332786
Cette thèse s’inscrit à l’intérieur de la collaboration internationale PLANET (Probing Lensing Anomalies NETwork), qui réunit
une trentaine de chercheurs dans 10 pays. Le but principal de cette collaboration est la détection de planètes extra-solaires par le biais d’une
méthode originale fondée sur le phénomène relativiste de lentille gravitationnelle.
Le phénomène de lentille gravitationnelle a été prédit par Einstein en 1936. Dans le cas stellaire, on parle de microlentille, car les
images ne sont distantes que de quelques milliarcsecondes et ne peuvent donc être résolues par un télescope classique. Par contre, cette
déflection de la lumière provoque un effet d’amplification (concentration des rayons lumineux dans une direction privilégiée) qui, elle, peut
être détectée. En 1986, Paczynski a l’idée d’appliquer ce phénomène pour essayer de détecter la matière noire du halo de notre galaxie: le
passage d’un astre sombre, s’il existe, doit provoquer une amplification de la lumière d’une étoile source lorsque leurs directions sont
-6 6pratiquement alignées. Les calculs prévoient une probabilité d’environ 10 , c’est-à-dire qu’en observant 10 étoiles, on peut espérer voir
l’amplification de l’une d’elles. La mise en place pratique ne se fait pas attendre, et dès 1992, trois expériences démarrent: MACHO en
Australie, OGLE et EROS au Chili. En 1993, ces trois projets annoncent simultanément et indépendamment la découverte d’une
microlentille gravitationnelle, validant ainsi l’idée d’Einstein, dont il disait pourtant qu’elle ne serait jamais observable.
Depuis, beaucoup de progrès ont été accomplis, et, par exemple, OGLE détecte environ 600 microlentilles par an. Des expériences
de suivi photométrique se sont alors mises en place, pour caractériser ces lentilles et essayer de déterminer leur masse. Malheureusement,
dans le cas d’une lentille simple passant devant une source ponctuelle, la seule quantité mesurable est la durée du phénomène, de l’ordre du
mois, et qui dépend de 3 quantités: la masse de la lentille, sa distance et sa vitesse relatives à l’étoile source. Il faut donc quelque chose de
plus pour remonter à la masse de la lentille. Plusieurs possibilités existent: le HST a par exemple détecté deux lentilles MACHO, 6 et 9 ans
après leur passage devant la source, ce qui a permis de déduire leur mouvement propre relatif et les caractéristiques du système lentille -
source. Mais d’autres effets plus subtils permettent aussi de contraindre les caractéristiques de ce système: ce sont les déviations observées
sur la courbe d’amplification par rapport au cas PSPL («point source point lens»). On parle alors de lentille «exotique». Ces déviations sont
de plusieurs sortes: taille finie de la source, effet de parallaxe due au mouvement de la Terre autour du Soleil lorsque la lentille est
suffisamment proche, binarité de la source, et enfin binarité de la lentille. Ce dernier cas est très prometteur, car on a pu montrer qu’il
permettait en théorie la détection de planètes autour d’une étoile, qui apparaissent sous la forme d’une déviation durant environ un jour si la
planète a une masse de l’ordre de celle de Jupiter, ou une heure si la masse est terrestre.
Le projet PLANET, au sein duquel je travaille depuis 2002, effectue depuis 1995 un tel suivi photométrique des alertes de
microlentilles, dans l’espoir de détecter des planètes extra-solaires et, pourquoi pas, des planètes de masse terrestre. C’est en effet la seule
méthode connue actuellement qui permette ce genre de détection: les mesures de vitesse radiale qui ont conduit à la détection de plus de 180
planètes extra-solaires ne peuvent détecter des planètes de masse aussi faible. De plus notre suivi est sensible dans une zone allant de 1 à 5
unités astronomiques, alors que la majorité des planètes découvertes sont beaucoup plus proches de leur étoile. L’enjeu est de savoir si notre
système solaire est spécial ou si les «Jupiters chauds» ne sont que l’avant-garde de systèmes planétaires plus «normaux» et qui restent à
découvrir. Pendant les années 2004 à 2006, nous avons suivi une centaine de microlentilles, dont environ 10% présentent des anomalies.
La modélisation de ces lentilles est difficile, et l'unicité de la solution trouvée impossible à prouver. L'idéal serait de résoudre
èanalytiquement l'équation de la lentille, qui est du 5 degré, mais personne à ce jour n'y est parvenu. Les méthodes de descente de gradient ne
2sont pas très efficaces, car le «paysage de Chi » est très accidenté, et ces algorithmes terminent souvent dans un minimum secondaire. On
utilise actuellement un algorithme génétique appelé Pikaia, basé sur une analogie avec l'évolution des espèces par reproduction et mutations.
Cet algorithme est efficace pour trouver des solutions dans un domaine étendu de paramètres, mais manque de reproductibilité. Il peut aussi
trouver la solution puis s'en éloigner si les mutations futures ne sont pas réduites au bon moment. Un nouvel algorithme basé sur des chaînes
de Markov est en cours de test.
Depuis ses premières observations en 1995, PLANET a accumulé une base de données d'une centaine d'événements exotiques.
Certains ont donné lieu à des publications achevées, mais la plupart sont en cours d'analyse et de modélisation. Les progrès sont lents à cause
des défauts déjà cités des algorithmes actuellement utilisés. Il y a donc énormément de résultats à attendre d'un nouvel algorithme, si son
efficacité est réelle. Parmi ceux-ci, on pense en premier lieu à la détection de planètes extra-solaires. Les collaborations OGLE et MOA ont
montré la voie en détectant la première planète autour d'une lentille gravitationnelle en 2003, alors que leur échantillonnage était mal adapté
à cette détection. Puis PLANET a découvert en 2005 la plus petite exoplanète connue, et surtout la première exoplanète tellurique. Sa masse
est de 6 masses terrestres. Enfin, microFUN (collaboration américano-coréenne) a détecté une planète de 13 masses terrestres, confirmant
que notre détection n'était pas un simple coup de chance. Les théories de formation planétaire prédisent qu'autour des étoiles de faible masse,
la proportion de petites planètes devrait être beaucoup plus grande que celle des planètes gazeuses similaires à Jupiter. Comme la détection
des planètes terrestres est environ 50 fois moins probable que celle des Jupiters, le fait que nous ayions détecté 2 planètes dans chaque
groupe semble confirmer les prédictions des modèles.
Du coté observationnel, PLANET utilise un réseau de télescopes situés dans l'hémisphère sud: le télescope Danois de 1m54 à La
Silla (Chili), le télescope de 1m de SAAO (Afrique du Sud), le télescope de 1m à Hobart (Tasmanie) et le télescope automatique de 60 cm de
Perth (Australie). Ceci permet de suivre les alertes pendant 24h si la météo le permet. A ces télescopes s'est ajouté en 2004 le télescope de
1m52 de Bloemfontein (Afrique du Sud) et trois télescopes robotiques situés aux Canaries (2m Liverpool), en Australie et à Hawaii (2m
Faulkes). Le thésard sera invité à se joindre à l'équipe d'observateurs pour aller au Chili, en Tasmanie ou en Afrique du Sud. Cette année
verra aussi la montée en puissance des télescopes robotiques, qui remplaceront petit à petit les observations manuelles. Le but à l'horizon
2015 est d'installer un télescope robotique de 2m au Dome C en Antarctique, où les conditions de seiing sont exceptionnelles (meilleures
qu'à Hawaii ou au Chili), les nuits claires nombreuses, l'atmosphère sèche et les observations pendant 24h peuvent se faire avec un seul
télescope. Suivant l'avancement de ce projet, l'étudiant pourra etre appelé à participer aux premières phases d'étude de ce télescope.
La détection d'exoplanètes n'est pas le seul résultat intéressant des suivis photométriques de microlentilles. Nous avons en réserve
une dizaine de binaires stellaires où la traversée de caustique a été bien observée et permet de mesurer non seulement la taille de la source
mais son obscurcissement centre – bord. Ce travail a déja été mené sur plusieurs étoiles, et a conduit à des résultats en conflit apparent avec
les modèles stellaires existants. Le travail de thèse consistera à modéliser ces événements et à comparer les résultats aux modèles stellaires
pour essayer de parvenir à une conclusion plus claire en augmentant non seulement le nombre d'étoiles étudiées, mais aussi leur diversité
spectrale. L'équilibre entre exoplanètes et tomographie stellaire ne peut être défini a priori, puisqu'il dépendra des découvertes d'exoplanètes
à venir. Le travail central portera donc sur les événements déjà observés, mais pourra varier au rythme des découvertes de la saison 2007, et
de l'analyse en cours des observations 2006.

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