Recherche et caractérisation d'exoplanètes à grande séparation autour d'étoiles jeunes de faible masse

Abstract

Il y a plus de 20 ans, la détection de planètes extrasolaires a créé une véritable révolution dans le domaine de l’astronomie. Ces dernières étant si peu lumineuses par rapport à leur étoile hôte, ce n'est toutefois que depuis le milieu des années 2000 qu'on arrive à en « voir » directement, grâce à la lumière qu'elles émettent. Les quelques dizaines d'exoplanètes détectées ainsi révèlent des aspects intrigants de l'architecture des systèmes exoplanétaires et de la nature des compagnons de faible masse. Plusieurs relevés par imagerie directe ont été entrepris, et de nouveaux instruments dédiés à l'imagerie haut contraste comme GPI ou SPHERE s'attaquent maintenant à détecter des planètes de plus en plus semblables aux planètes géantes de notre Système Solaire. Les confins des systèmes planétaires, là où on ne s'attend pas à trouver beaucoup de compagnons, ont été jusqu'à maintenant un peu négligés.

Dans le relevé profond qui est présenté dans la première partie, l'imagerie est exploitée sous sa forme la plus simple, sans technique sophistiquée d'imagerie haut contraste, afin pousser la recherche d'exoplanètes géantes gazeuses dans des régions très éloignées autour d'étoiles jeunes de faible masse. À cette fin, un relevé profond d'imagerie appelé PSYM-WIDE (Planet Search around Young-associations M dwarfs) a été effectué à l'Observatoire Gemini Sud, avec l'instrument GMOS (Gemini Multi-Object Spectrographs), dans deux filtres du proche infrarouge (i et z). Les étoiles sondées sont des membres nouvellement identifiés d'associations d'étoiles jeunes. Les compagnons autour de ces étoiles, dont l'âge est de moins de ~200 millions d'années, sont encore en train de se contracter et de refroidir, et sont donc plus lumineux. Conformément à la théorie, de tels compagnons très distants semblent rares. Plus spécifiquement, ce relevé permet de déduire que 0,84_{-0,66}^{+6,73}% des étoiles ont au moins un compagnon de masse entre 5 et 13MJup dans l'intervalle de séparations orbitales entre 500 et 5000 unités astronomiques (ua, 1ua = la distance Terre-Soleil).

Un seul compagnon de masse planétaire (~11MJup) a été détecté, à 2000ua de GU Psc, une étoile d'environ le tiers de la masse du Soleil qui est membre de l'association jeune (~100-150Ma) AB Doradus. L'étude détaillée de cet objet unique constitue la seconde partie de cette thèse. Des observations ont été effectuées à Gemini Nord avec GNIRS (spectroscopie infrarouge), au Télescope Canada-France-Hawaii (CFHT; photométrie dans l'infrarouge proche) avec WIRCam et avec le satellite spatial WISE (photométrie dans l'infrarouge moyen) ainsi qu'au télescope Keck (imagerie haut contraste). La comparaison de ces observations avec des modèles d'atmosphère et d'évolution a permis d'en déterminer les caractéristiques physiques. Ce curieux objet de type spectral T3.5 aurait une température d'environ 1000K et une faible gravité de surface, typique à ce jeune âge. Comme tous les compagnons de masse planétaire lointains, il est difficile d'expliquer la présence de cet objet à une si grande distance de son étoile par les méthodes traditionnelles de formation planétaire. C'est cependant un objet très intéressant, sa grande distance le rendant beaucoup plus facile à étudier que les exoplanètes plus rapprochées de leur étoile détectées par imagerie haut-contraste, qui ont une masse et un âge similaires.

La troisième partie de cette thèse exploite justement cet avantage. On y présente l'étude de la variabilité de la luminosité de GU Psc b, faite au Télescope Canada-France-Hawaii (CFHT). Trois séquences d'observation photométriques de 5-6h consécutives ont été faites dans l'infrarouge (filtre J), avec l'instrument WIRCam. Lors d'une de ces trois séquences, une variation de 4+-1% (pic-à-pic) de la luminosité sur une période d'environ 6h a été détectée. Aucune variabilité n'est détectée de manière convaincante pour les deux autres séquences. Cette variation périodique de l'intensité lumineuse, déjà observée pour des naines brunes plus massives et plus vieilles, peut s'expliquer par la rotation de ces objets, qui montrent tour à tour différentes portions de leur atmosphère, non uniforme. Des observations plus longues et/ou sur des télescopes plus grands ou dans l'espace permettront de confirmer ce résultat et de mieux contraindre la période de rotation de GU Psc b.

More than 20 years ago, the detection of exoplanets created a major revolution in astrophysics. It is, however, only in the mid-2000 that those planets were seen directly, through the light they emit, because they are much fainter than their host star. The few dozen exoplanets that were detected through direct imaging reveal some intriguing aspects of exoplanetary systems architectures and of the nature of low-mass companions. Many direct imaging surveys were undertaken, and new instruments dedicated to high-contrast imaging like GPI or SPHERE are now getting to the point they can detect planets more and more alike to the giant planets in our Solar System.

This thesis is a parallel effort to these surveys. Imaging is exploited under its simplest form, without any sophisticated high-contrast imaging technique, to complete the picture that is starting to emerge. Companions of a few times the mass of Jupiter (MJup) and up were searched in a very distant region around young, low-mass stars. To do so, a deep imaging survey, PSYM-WIDE (Planet Search around Young-associations M dwarfs), was made with Gemini South Observatory with GMOS (Gemini Multi-Object Spectrographs) in two near-infrared filters (i and z). The targets are 95 stars recently identified as probable members of young associations, with ages of less than 200 million years. These young stars have planets that are still contracting and thus are hotter and brighter. The presentation of this survey is the first part of this thesis. In accordance with what could be expected from theory, those companions are really rare. More specifically, according to the survey, 0.84_{-0.66}^{+6.73}% of stars have at least one planetary-mass companion (between 5 and 13MJup) at separations spanning 500 to about 5000 astronomical units (au, 1au being the distance between the Earth and the Sun).

Only one planetary-mass companion (~11MJ) was detected, 2000au from GU Psc, a star with about the third of the mass of the Sun that is a member of the young association (~100--150Myrs) AB Doradus. The detailed study of this unique object constitutes the second part of this thesis. Observations of this companion were made at Gemini North with GNIRS (infrared spectroscopy), at Canada-France-Hawaii Telescope (CFHT; near-infrared photometry) with WIRCam, with the space telescope WISE (mid-infrared photometry) and with the Keck telescope (high-contrast imaging). The comparison of these observations with atmosphere and evolutive models allowed the determination of the physical properties of this unique object. Its spectral type is T3.5, it has a temperature of 1000-1100K and a low surface gravity typical for this young age. Just like all distant planetary-mass companions, it is hard to explain its presence so far from its host with current planetary formation scenarios.

It is, however, a very interesting object, as it is much easier to study that exoplanets that are closer to their host star. The third portion of this thesis exploit this advantage. We present the photometric variability study of GU Psc b, which was observed for 3 sequences of 5-6 consecutive hours with WIRCam, at CFHT. The periodic variation of the luminosity can be explained by the presence of a non-uniform atmosphere. Different portions of the surface are seen as the planet rotates, bringing more luminous and less luminous portions in and out of view. A variability study is thus a unique way of characterizing the atmosphere and rotation period of planets. For GU Psc b, a small, 4+-1% peak-to-peak amplitude variability was detected on the third epoch on a timescale of 6h. Longer observations and/or observations on larger ground-based or space telescopes will allow this result to be confirmed and the rotation period of GU Psc b to be better constrained.