À la recherche de planètes autour d\’étoiles naines M avec les spectrographes d\’aujourd\’hui et les spectropolarimètres de demain

Proxima du Centaure est une étoile de très faible masse dans la séquence principale; on appelle ces étoiles des naines M ou naines rouges. Laissez-moi vous présenter cette population d’étoiles. Les naines rouges sont les étoiles les plus courantes dans le voisinage solaire et dans la Galaxie. Elles sont plus nombreuses que les étoiles semblables au Soleil, et de beaucoup: environ 70% du total des étoiles dans la Voie Lactée sont des naines M. Elles sont aussi plus faibles visuellement, de sorte qu’aucune d’entre elles ne peut être vue à l’œil nu, même si elles sont plus proches que 10 années-lumière de notre système solaire. Les étoiles M couvrent une gamme de masse de 0,08 à 0,5 masses solaires, et sont classées de M8 à M0 en fonction de leurs propriétés spectrales. Dans cette gamme, la température effective de leur surface augmente de 2300 à 3500 Kelvin, leur rayon de 70.000 à 370.000 km et leur luminosité de 1/10.000 à 2/100 de la luminosité solaire. Comme elles consomment leur hydrogène plus lentement que les étoiles plus massives, leur durée de vie est plus longue, et donc la plupart de nos voisines naines rouges sont de vieilles étoiles.

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La répartition des types stellaires dans la Voie Lactée (en nombre, pas en masse): les étoiles naines rouges représentent la grande majorité des étoiles dans la Galaxie et dans le voisinage solaire. Crédits: Claire Moutou

La recherche d’exoplanètes spécifiquement autour de naines rouges a démarré depuis longtemps et a connu de nombreux succès. D’abord parce que la faible luminosité des étoiles et la proximité à la Terre en font de bonnes cibles pour l’imagerie directe, une technique où le contraste et la séparation angulaire sont les facteurs limitants. Deuxièmement, les conditions sont plus favorables avec ces étoiles également pour les méthodes indirectes: pour une masse ou un rayon donnés de planète, le signal attendu de la planète est plus important lorsque cette planète orbite autour d’une étoile de faible masse, ou de faible rayon. L’amplitude de vitesses radiales attendue d’une planète tournant autour d’une étoile comme Proxima du Centaure est 4 fois plus grande que si la même planète, à la même période, tourne autour d’une étoile semblable au Soleil. Et troisièmement, la zone habitable d’une naine rouge correspond à des orbites courtes, de plusieurs semaines à quelques mois (par rapport à environ un an pour le Soleil). Donc, toute personne recherchant des petites planètes dans la zone habitable d’une étoile devrait chercher autour des naines rouges pour lesquelles le signal planétaire est augmenté par rapport aux sources de bruits instrumental et stellaire toujours présents.

Ce diagramme montre les distances des planètes du système solaire (en haut) et dans le système de la naine rouge Gliese 581 (en bas), par rapport à leurs étoiles respectives (à gauche). La zone habitable indiquée en bleu montre que la planète Gliese 581 d pourrait être située à l’intérieur de la zone habitable de son étoile. Basé sur un diagramme par Franck Selsis, Univ. de Bordeaux. Crédits: ESO

Bon, et que dire du «bruit» stellaire, ou plutôt, de l’activité magnétique des naines rouges? Ces sujets sont encore ouverts à une recherche active et alimentent un débat animé parmi les spécialistes. L’activité est caractérisée par de nombreux phénomènes connexes: les taches, le champ magnétique, la rotation, la convection, les éruptions dans la chromosphère, la granulation et les oscillations … La première manifestation de cette activité — les taches — a l’effet le plus immédiat sur l’étoile: la surface stellaire n’est pas homogène en luminosité, mais tachée de traits sombres dont la durée de vie, l’emplacement, le contraste et la taille peuvent varier fortement d’étoile en étoile et qui évoluent à la vitesse de rotation — 50 à 100 jours étant la période de rotation typique pour une naine M. Cette échelle de temps est, malheureusement, très semblable à la période d’une planète située dans la zone habitable d’une telle étoile. Cela peut causer des erreurs d’analyse. Une étoile en rotation de 50 jours avec deux taches principales séparées par 180 degrés aurait une courbe de vitesses radiales assez semblable à celle d’une étoile non tachée avec une planète de faible masse de 50 jours de révolution. Ces identifications ambiguës ont eu lieu dans le passé et ont été résolues par des diagnostics supplémentaires de l’activité. Mais ont-elles été toutes découvertes et résolues?

Vue d’artiste d’une étoile rouge active avec un compagnon exoplanète. Cette étoile a une énorme tache sombre et plusieurs éruptions stellaires, les deux phénomènes étant en évolution dans le temps: comment pouvons-nous distinguer le minuscule signal de la planète des variations stellaires ayant lieu sur des échelles de temps similaires? Crédits D. Aguilar, CfA.

Artist impression of an active red star orbited by an exoplanet. This star has a huge stellar spot and several surface eruptions, both phenomena evolving with time: how can we distinguish the tiny planet signal, with variations on similar timescales? Credits D. Aguilar, CfA.

L’activité dans un sens plus général évolue au cours de la durée de vie de l’étoile et dépend de sa masse, qui contrôle la profondeur de l’enveloppe convective externe où beaucoup de ces mécanismes émergent. La gamme des naines M contient une limite intéressante où une étoile peut avoir une enveloppe partiellement convective et un noyau radiatif (si elle est au-dessus de 0,35 masses solaires) ou une structure entièrement convective (si la masse est inférieure). Le mécanisme de dynamo, à l’origine de la plupart des caractéristiques de l’activité à la surface d’une étoile, est modifié par ces diverses configurations de convection. La topologie magnétique des naines rouges est fortement différente de la topologie des étoiles de type solaire. Cette recherche, dirigée notamment par Julien Morin et Jean-François Donati, est encore dans l’enfance (avec environ 20 étoiles M dont la topologie magnétique est caractérisée jusqu’à présent), mais promet de révéler beaucoup des phénomènes d’activité stellaire et leur impact sur les recherches d’exoplanètes.


J’ai mentionné plus tôt qu’aucune des naines rouges, même si elles sont proches, n’étaient visible à l’œil nu. Quelles sont les conséquences pour l’observation? Les recherches de signaux minuscules sont habituellement avides de photons, et fleurissent pour les étoiles les plus brillantes. Ainsi est-il possible d’obtenir suffisamment de photons des naines rouges pour rechercher des planètes? HARPS observe dans le domaine optique et il semble clair à partir des résultats passés de Xavier Bonfils et son équipe, qu’au moins certaines naines rouges sont assez brillantes pour dévoiler leurs compagnons super-Terres. Mais la plupart d’entre elles seront trop faibles, en particulier les moins massives. Le pic de leur émission se situe à des longueurs d’onde plus grandes, et il est donc beaucoup plus favorable pour observer naines rouges dans le domaine du proche infrarouge, à des longueurs d’onde jusqu’à 2-3 microns. Ce domaine spectral offre d’autres défis, comme la sensibilité du détecteur, mais encore une fois, ce ne sont pas les niveaux extrêmes de 10 cm/s qui sont en jeu ici, mais le niveau de 1m/s de précision. De nouveaux instruments sont à venir visant à cette précision des vitesses radiales dans le proche infrarouge, pour précisément explorer le monde largement inconnu des compagnons exoplanètaires des naines rouges.

Vue d’artiste du système Gliese 581, une autre naine rouge dont les exoplanètes ont été dévoilées partiellement par HARPS. Crédits: ESO

Alors que j’écris, sur la pente de l’Observatoire Maunakea à Hawaii, nous attendons un de ces nouveaux instruments. SPIRou sera monté sur le télescope Canada-France-Hawaii (CFHT) de 3,6 m, un jumeau du télescope de même taille où est installé HARPS à la Silla. Ce sera le premier instrument optimisé pour la recherche d’exoplanètes du CFHT. SPIRou combine le domaine du proche infrarouge, nécessaire aux études des naines M, avec haute précision en vitesses radiales et la spectropolarimétrie de son spectrographe. Il sera capable d’obtenir à la fois une vitesse radiale précise de l’étoile observée, et son empreinte magnétique instantanée. En plus de surveiller les étoiles et les planètes le long de leur rotation ou révolution, l’équipe SPIRou sera en mesure de distinguer les signaux d’activité et ceux des planètes en utilisant le diagnostique très direct du champ magnétique —le coupable ultime ! Ce n’est cependant pas aussi facile que cela puisse paraître. Le champ magnétique peut déclencher plusieurs phénomènes en même temps — par exemple, une grande tache stellaire en rotation et une éruption chromosphérique éphémère — tandis que la mesure SPIRou enregistre une moyenne de la surface de l’étoile et perd donc l’information détaillée des phénomènes. L’information spatiale n’est disponible que pour notre Soleil — toutes les autres étoiles paraissent ponctuelles et leur activité moyenne est la seule mesure que nous pouvons enregistrer. Malgré tout, SPIRou combinera l’effet Zeeman (la distorsion des lignes stellaires due au champ magnétique) avec l’effet Doppler (le décalage spectral dû à la vitesse) et cela permettra d’améliorer la détectabilité des exoplanètes habitables comme la Terre. Dans quelques années, il observera les naines rouges les plus proches à la recherche de leurs compagnons terrestres. Restez à l’écoute!

The Canada France HWawii Telescope.
Le télescope Canada-France-Hawaii, futur hôte du spectropolarimètre infrarouge SPIRou

The Canada-France-Hawaii Telescope located ontop of Maunakea in Hawaii, future host of the SPIRou near-infrared spectropolarimeter. Credits: Claire Moutou.

À propos de l’auteure

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Claire Moutou est un astronome résident au télescope Canada-France-Hawaii (CFHT) à Hawaii depuis 2013 et directeure de recherche pour le Centre National de la Recherche Scientifique (CNRS). Après une thèse de doctorat à Paris, elle a travaillé à l’Observatoire de Haute Provence, à l’Observatoire européen austral et au Laboratoire d’Astrophysique de Marseille. Elle a été impliquée dans la recherche de planètes à l’aide de diverses méthodes, depuis les transits avec la mission spatiale européenne CoRoT, jusqu’aux vitesses radiales avec HARPS et Sophie, et à l’imagerie directe avec l’instrument ESO / SPHERE. Elle a exploré les observations, les interactions entre les étoiles et les planètes en orbites très proches et les propriétés magnétiques des étoiles hôtes de planètes. Depuis 2013, elle est le CFHT Observatoire scientifique de l’instrument SPIRou.

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