Exoplanètes en zone habitable, détection et caractérisation, étoiles F-G-K-M, variabilité stellaire, étoile hôte
Motivations
Notre équipe a historiquement joué un role majeur dans la découverte et l’étude de planètes autour d’étoiles de très faible masse, en particulier avec les méthodes de spectroscopie Doppler et de photométrie de transit. Au fil des ans, nos études sont devenues sensibles à des planètes de plus en plus petites et de masse toujours plus faible, et nous avons détecté plusieurs exo-Terres dans les zones dites "habitables" de leurs étoiles hôtes. Ces planètes sont des cibles de choix pour une caractérisation plus poussée avec le JWST et les ELT, qui pourraient bientôt détecter et sonder la composition de leurs atmosphères. Cependant, la question de savoir si ces mondes sont réellement habitables (et habités !) reste hautement spéculative. La motivation reste donc forte pour pousser la sensibilité de détection vers des étoiles plus massives qui ressemblent davantage à notre Soleil. Atteindre la sensibilité aux planètes semblables à la Terre orbitant autour d’étoiles semblables au Soleil nécessite une compréhension détaillée des étoiles hôtes et en particulier de leur variabilité. De plus, nous avons également la motivation de comprendre l’architecture complète des systèmes planétaires hébergeant des exo-Terres habitables, en combinant l’astrométrie à la spectroscopie Doppler et à la photométrie de transit.
Objectifs
Effectuer un recensement des exo-Terres tempérées, à la fois autour de naines M avec les sondages actuels et autour de naines FGK pouvant être caractérisés par de futurs instruments
Mesurer les masses et sonder les atmosphères des planètes qui se prêtent à une caractérisation détaillée
Caractériser et quantifier l’impact de la variabilité stellaire sur la détectabilité et la caractérisation des planètes, en particulier autour d’étoiles de type solaire (analogues terrestres en zone habitable, planètes à longue période)
Comprendre la variabilité stellaire à différentes échelles temporelles, en particulier les relations entre indices chromosphériques, pour mieux appréhender leur relation avec les mesures en vitesses radiales et photométrie (rôle des plages, taches) et les utiliser comme nouveaux outils de diagnostic (filaments)
Méthodes
Relevés en vitesses radiales avec les instruments HARPS+NIRPS, SOPHIE(-Red), SPIRou, ESPRESSO (Fig. 2)
Recherche, confirmation, et propriétés précises des planètes en transit avec la photométrie de transit, et en particulier avec ExTrA, CHEOPS et PLATO
Mesure de la masse des planètes en transit (soit avec des vélocimètres, soit avec des variations du temps de transit)
Développement de codes et d’algorithmes pour détecter les planètes et modéliser leurs orbites
Implication dans la mission astrométrique THEIA (astrométrie relative avec une précision de 0.1µas)
Simulations de séries temporelles d’activité stellaire, tests en aveugle sur de larges échantillons (Fig. 3)
Exploitation des données GAIA pour mieux caractériser l’étoile hôte (masse, âge, métallicité, variabilités) et les systèmes (multiplicité, masses dynamiques) (Fig. 1)
Définir les conditions d’habitabilité et les biomarqueurs pouvant être implémentés
Contacts
Carine Babusiaux, Xavier Bonfils, Xavier Delfosse, Thierry Forveille, Fabien Malbet, Nadège Meunier, José-Manuel Almenara Villa, Andres Carmona, Marion Cointepas, Pierre Larue
Illustrations
Fig 1. gauche : Mouvement astrométrique apparent d’une étoile seule (haut) et du photocentre d’un système binaire (bas). Plus la masse du compagnon est faible, plus le signal astrométrique est faible. droite : Diagramme H-R des solutions astrométriques Gaia DR3 avec une fonction de masse astrométrique faible (en vert, le fond gris étant le diagramme H-R global DR3). La faible fonction de masse peut être due soit à un compagnon de faible masse, soit à des binaires ayant un rapport de masse similaire à leur rapport de flux, ce qui conduit à deux branches principales pour la séquence principale dans ce diagramme (Gaia Collaboration, Arenou et al. 2023) // left : Apparent astrometric motion of a single star (top) and a binary system photocenter (bottom). The lower the mass of the companion, the smaller the astrometric signal. right : H-R diagram of the Gaia DR3 astrometric solutions with a low astrometric mass function (in green, the grey background being the global DR3 low extinction H-R diagram). The low mass function can be due either to a low-mass companion or to binaries with a mass ratio similar to their flux ratio, which leads to two main branches for the main-sequence in this diagram (Gaia Collaboration, Arenou et al. 2023).
Fig. 2 Détection par la méthode des vitesses radiales de la planètes Gl411b. A gauche : l’attraction gravitationnelle de la planète crée un léger mouvement réflexe de l’étoile qui se détecte ici en mesurant sa vitesse dans notre direction. Le fait que la vitesse change indique la présence d’une planète. A droite : cette planète est la seconde plus proche détectée, après la planète orbitant autour de Proxima du Centaure. Cette caractéristique en fait une des planètes phares pour des observations de caractérisations à venir avec la futur génération de télescope géant. Elle possède une masse d’environ 3 fois celle de la Terre et orbite en seulement 9.9 jours autour de son étoile. Nous l’avons découverte en utilisant le vélocimètre SOPHIE monté sur les télescope de 1.93m de l’Observatoire de Haute Provence (OHP). Ces conclusions sont publiées dans Diaz, Delfosse et al. (2019), A&A 625, A17. // Detection of the planet Gl411b using the radial velocity method. Left : the gravitational attraction of the planet creates a slight reflex movement of the star, which is detected here by measuring its velocity in our direction. The fact that the velocity changes indicates the presence of a planet. Right : this planet is the second closest detected, after the planet orbiting Proxima Centauri. This makes it one of the key planets for future characterisation observations with the next generation of giant telescopes. Gl411b has a mass around 3 times that of the Earth and orbits its star in just 9.9 days. We discovered it using the SOPHIE velocimeter mounted on the 1.93m telescope of the Observatoire de Haute Provence (OHP). These conclusions are published in Diaz, Delfosse et al (2019), A&A 625, A17.
Fig 3. Reconstruction du signal en vitesses radiales du Soleil dû au contraste des taches et des plages observées (en noir), et en incluant l’inhibition du blueshift convectif dans ces plages (en rouge), d’après Meunier et al. (2010). Le signal d’une planète Terre est représenté en bleu. L’image du Soleil en haut à gauche illustre les taches et les plages (BASS2000), et l’image en bas à gauche représente le champ magnétique mesuré par MDI/SOHO, dont ont été extraites les plages pour cette reconstruction. Ces mêmes processus ont par la suite été modélisés à partir de structures synthétiques, dans le cas solaire (Borgniet et al. 2015), puis pour des étoiles de type spectral et niveau d’activité différents (Meunier et al. 2019) // Reconstruction of the radial velocity signal of the Sun due to the contrast of observed spots and plages (in black), and including the inhibition of the convective blueshift in plages (in red), adapted from Meunier et al. (2010). The signal of an Earth planet is represented in blue. The image of the Sun (top left panel) illustrates the solar spots and plages (BASS2000), and the lower left panel represents the solar magnetic field measured by MDI/SOHO, from which plages have been extracted for this reconstruction. These processes have then been modelled from time series of synthetic structures in the solar case (Borgniet et al. 2015), and then for stars of different spectral type and activity levels (Meunier et al. 2019).
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