Un aperçu détaillé du contexte et de l'importance de mon domaine de recherche en astrophysique, rotation stellaire, étoiles évoluées et exoplanètes.
Contexte et importance de mon domaine de recherche en astrophysique
L'astérosismologie, l'étude des oscillations stellaires, joue un rôle crucial dans notre compréhension de l'univers. En mesurant et en interprétant les ondes sismiques à l'intérieur des étoiles, nous obtenons des informations précieuses sur leur structure interne et leur évolution. Ces connaissances sont non seulement fondamentales pour comprendre la nature des étoiles (eg. Benomar et al. 2018), mais elles ont aussi des implications majeures pour la recherche sur les exoplanètes (eg. Huber et al. 2013) et pour l'évolution galactique (eg. Miglio et al. 2013).
Dans le cadre de l'étude des exoplanètes, l'astérosismologie fournit des informations essentielles pour caractériser ces mondes lointains. Pour déterminer avec précision la masse et le rayon des exoplanètes, nous nous appuyons sur des mesures précises de leurs étoiles hôtes. En analysant les oscillations stellaires et en utilisant ces informations conjointement avec des données spectroscopiques à haute résolution, nous pouvons déduire les propriétés fondamentales des étoiles, telles que la masse, le rayon et l'âge, avec une précision et une exactitude de l'ordre de quelques pourcents (White et al. 2013, Gaulme et al. 2016). Aucun autre procédé n'atteint ce niveau. Cela nous permet à son tour d'affiner notre compréhension des systèmes exoplanétaires et de leur évolution dynamique. En outre, l'astérosismologie contribue à l'étude des zones habitables au sein de systèmes planétaires lointains. La zone habitable est la région autour d'une étoile où les conditions sont favorables à l'existence d'eau liquide à la surface d'une planète. Grâce à la détermination très précise des propriétés stellaires, nous pouvons mieux définir les limites de ces zones habitables (Kasting et al. 1993). L'astérosismologie permet aussi de déterminer la latitude et l'intensité (Bazot et al. 2018, Benomar et al. 2023) des régions actives, ce qui aide à rechercher des exoplanètes potentiellement propices à la vie.
L'astérosismologie joue aussi un rôle en archéologie galactique, l'étude de la formation et de l'évolution des galaxies. Les étoiles sont les briques élémentaires des galaxies, et leurs propriétés influencent directement l'évolution de ces structures cosmiques. En analysant les oscillations d'un grand nombre d'étoiles dans la Voie lactée, nous obtenons des informations sur son histoire de formation, sa composition chimique et sa structure globale. Ces informations nous permettent de reconstituer les événements passés qui ont façonné notre galaxie et de comprendre son état actuel.
Ces dernières années, le domaine de l'astérosismologie a connu des progrès considérables grâce à des missions spatiales telles que CoRoT, Kepler et TESS, ainsi qu'au réseau au sol SONG, qui observe régulièrement -Cen-A et d'autres étoiles proches depuis quelques années. Ces missions nous ont fourni une quantité de données sans précédent, nous permettant de tester et d'affiner nos théories de la structure et de l'évolution stellaires sur des dizaines de milliers d'étoiles. À l'avenir, l'instrument PLATO (ESA), dont le lancement est prévu en 2026, élargira encore nos capacités dans ce domaine, en observant des millions d'étoiles pulsantes et en détectant des centaines de milliers d'étoiles pulsantes, dont beaucoup possèdent des exoplanètes et se trouvent dans diverses régions de la Voie lactée. Cette mission ouvrira la voie à la mission spatiale Ariel (ESA), qui étudiera la chimie des exoplanètes et dont le lancement est prévu pour 2029.
Quant à mes recherches, je me concentre sur l'analyse et la modélisation des étoiles présentant des pulsations de type solaire. En m'appuyant sur ces pulsations, j'ai pu améliorer notre compréhension des étoiles qui hébergent des exoplanètes, en apportant des contraintes précieuses sur leurs propriétés. Par mon travail, je cherche à contribuer aux progrès de la physique stellaire, de la recherche sur les exoplanètes et de l'évolution galactique.
Principaux travaux de recherche antérieurs
Début de carrière
L'objectif de ma thèse de doctorat (Benomar 2010) était de concevoir une méthode permettant de mesurer avec précision et exactitude les propriétés des pulsations des étoiles de type solaire. J'ai développé mes propres codes d'analyse des pulsations, en C++, Python et IDL. Ils reposent sur une approche bayésienne couplée à un échantillonneur adaptatif de type Markov Chain Monte-Carlo (MCMC) incluant une dynamique de Langevin (Atchade et al. 2006), ce qui était, à l'époque de ma thèse, unique en astérosismologie. Les méthodes antérieures utilisaient l'estimation du maximum de vraisemblance, connue pour être peu performante sur des données photométriques bruitées (Appourchaux et al. 2008). Par exemple, appliquée à HD 49933 et HD 181420, les deux premières étoiles observées par CoRoT (Benomar, 2008), la méthode du maximum de vraisemblance identifie incorrectement le degré des modes de pulsation, alors que ma méthode fournit ce que l'on sait aujourd'hui être la bonne réponse (Benomar et al. 2009a, Benomar et al. 2009b; White et al. 2012). L'identification des modes de pulsation dans les étoiles de type solaire est cruciale, car sinon les estimations des paramètres stellaires fondamentaux peuvent être fortement biaisées. Ce code a été utilisé pour analyser les modes de pulsation, identification des modes, fréquences, etc., de la plupart des étoiles de la séquence principale observées par CoRoT et Kepler dans diverses études de recherche collaboratives.
Étoiles évoluées
Au cours de mon premier postdoctorat à Sydney avec le Prof. Tim Bedding, j'ai principalement travaillé sur les étoiles évoluées de type solaire. CoRoT et Kepler ont révélé des pulsations chez des milliers de ces étoiles. Leurs spectres de puissance montrent des modes mixtes, qui fournissent des contraintes très fortes sur les propriétés du cœur stellaire et de l'enveloppe. Cela permet de déterminer avec précision les propriétés fondamentales des étoiles, car les modes mixtes nous permettent de mesurer les âges stellaires avec une précision de quelques pourcents. Chez les géantes rouges, l'identification des modes mixtes repose sur la théorie asymptotique de ces modes (Osaki 1975), dont les propriétés de base permettent de distinguer les étoiles qui ont épuisé leur hydrogène central mais n'ont pas encore déclenché les réactions nucléaires de l'hélium, de celles qui sont déjà dans la phase de combustion de l'hélium (Mosser et al. 2014). Pour les sous-géantes, la théorie asymptotique n'est pas précise, car ces étoiles ne sont pas dans le régime asymptotique, et une autre méthode doit donc être utilisée. J'ai développé une telle méthode pour identifier les modes mixtes (Benomar et al. 2012; Benomar et al. 2013) et pour mesurer leurs propriétés fondamentales dans les sous-géantes. J'ai pu vérifier certaines hypothèses théoriques sur le mécanisme d'excitation et d'amortissement des modes dans les étoiles évoluées, comme l'équipartition de l'énergie entre les modes (Benomar et al. 2014). Plus récemment, en m'appuyant sur les connaissances acquises par le passé sur les étoiles évoluées, j'ai travaillé avec le Prof. Shravan Hanasoge et encadré son doctorant Siddharth Dhanpal au TIFR, à Mumbai, en Inde, afin de concevoir une technique générale de machine learning pour mesurer les propriétés fondamentales des modes mixtes des étoiles sous-géantes et géantes rouges (Dhanpal et al. 2023, Dhanpal et al. 2022), ouvrant la voie à une estimation rapide et fiable de leur stade évolutif, de leur masse et de leur rayon. Ma contribution à ce travail a consisté à concevoir et à implémenter le code qui génère des données artificielles de spectres de puissance, nécessaires à l'entraînement de la méthode de machine learning. Cette collaboration se poursuit encore aujourd'hui et nous étudions maintenant les profils de rotation des géantes rouges observées par Kepler à l'aide de la même approche de machine learning.
Rotation stellaire et transport du moment angulaire
Une grande partie de mon travail porte également sur l'étude de la rotation. Les modes de pulsation peuvent révéler la rotation des couches internes des étoiles, grâce à la mesure des modes azimutaux. En effet, l'héliosismologie a utilisé avec succès ces modes pour dériver le profil de rotation interne du Soleil (e.g. Thompson et al. 2003). Contrairement à l'idée dominante de l'époque, on a constaté que les couches profondes du Soleil tournent uniformément, avec une rotation différentielle en latitude confinée à la zone convective. Aujourd'hui, l'astérosismologie nous permet de réaliser des analyses similaires, mais pour des milliers d'étoiles. Ces analyses reposent sur le fait que les étoiles sont presque sphériques et que les harmoniques sphériques peuvent être utilisées pour décrire les pulsations globales. En outre, la théorie perturbative intervient pour décrire les effets de la rotation et de la distorsion stellaire, par exemple les effets centrifuges, sur les fréquences de pulsation. En l'absence de rotation, tous les modes azimutaux sont dégénérés. Comme dans l'effet Zeeman, la rotation lève cette dégénérescence, révélant une structure fine de modes dédoublés dans le spectre de puissance des étoiles. Les faibles décalages en fréquence nous permettent de déduire le profil de rotation radial et latitudinal d'une étoile, mais aussi sa forme. Pour les étoiles de type solaire, de telles analyses sont difficiles et nécessitent des méthodes sophistiquées.
Fig.1 Spectre de puissance de 16 Cyg A, observé par Kepler. Dans l'encart, les modes de pression sont identifiés par leur degré. Un zoom sur un mode radial (l = 0) et quadrupolaire (l = 2) est présenté. Les composantes dédoublées (m, lignes rouges verticales) sont clairement séparées pour les modes l = 2.
En raison de la complexité de la mesure, les études actuelles supposent le plus souvent uniquement la perturbation du premier ordre et donc une rotation solide dans les étoiles de type solaire de la séquence principale. Toutefois, la force centrifuge déforme la cavité dans laquelle les modes se propagent, l'étoile étant aplatie aux pôles, induisant des changements de fréquence pour les modes azimutaux (Gizon & Solanki 2004). En tenant compte de cet effet, nous avons pu déterminer le degré d'asphéricité d'une étoile relativement lente, 100 jours, et massive, de type spectral A. La différence de rayon mesurée entre le pôle et l'équateur n'excède pas quelques kilomètres (Gizon et al. 2016), ce qui est inférieur à ce qui est attendu si seule la force centrifuge agit. Cela suggère à son tour la présence d'un champ magnétique et reste qualitativement cohérent avec le Soleil. Au maximum d'activité, le champ magnétique global du Soleil est plus intense qu'au minimum d'activité. Cela contracte l'étoile à l'équateur, le Soleil prenant alors la forme d'un ballon de rugby, et contrebalance l'effet de la force centrifuge sur sa forme. Très récemment (Benomar et al. 2023), j'ai approfondi l'étude de la forme des étoiles de type solaire 16 Cyg A et B et mis au point une méthode permettant de déterminer les latitudes des régions actives à partir de leur forme. Une étude similaire est en cours pour toutes les autres quelque 170 étoiles de type solaire de la séquence principale observées par Kepler avec des pulsations détectées (Benomar et al. 2024, in prep).
Dans Benomar et al. (2015), j'ai mesuré le taux moyen de rotation interne et montré que la très grande majorité des étoiles de type solaire ont une rotation de surface qui ne diffère pas de plus de 50 % par rapport au taux de rotation interne. Cela indique la présence d'un mécanisme de transport du moment angulaire entre les couches profondes et la surface pour la très grande majorité des étoiles de type solaire de la séquence principale, comme c'est le cas pour le Soleil. Cela est également cohérent avec deux autres études sur des sous-géantes et des géantes auxquelles j'ai contribué (Deheuvels et al. 2012 et Deheuvels et al. 2014). Cette preuve d'un transport du moment angulaire pour des étoiles tout au long des trajectoires évolutives des étoiles de type solaire pointe vers le ou les mécanismes, encore inconnus, en jeu. Une hypothèse actuellement privilégiée est un transport par ondes de gravité ou par champ magnétique. Je me suis aussi intéressé à la rotation différentielle dans les étoiles de type solaire (Benomar et al. 2018). Celle-ci modifie aussi les fréquences des modes azimutaux (e.g. Schou 1994). J'ai également pu m'en servir pour contraindre la rotation différentielle en latitude dans les zones convectives de 40 étoiles de type solaire observées par Kepler. En utilisant une analyse statistique de l'ensemble, j'ai constaté que toutes les étoiles pour lesquelles nous détectons clairement la rotation différentielle en latitude ont des pôles qui tournent plus lentement que l'équateur, comme le Soleil. Aucune ne présente une rotation anti-solaire. Pour les détections les plus significatives, les équateurs des étoiles tournent environ deux fois plus vite que leurs latitudes intermédiaires, alors que pour le Soleil cet écart ne dépasse pas 15 %. Ce cisaillement latitudinal est bien plus important que ne le prédisent les simulations numériques, ce qui suggère une petite dynamo efficace, tandis que le champ magnétique à grande échelle est transporté dans les couches plus profondes de l'étoile. Un champ magnétique enfoui devrait provoquer une rotation solide dans la zone radiative, ce qui est cohérent avec les autres études que j'ai citées plus haut. Cela est d'une importance cruciale pour comprendre le lien entre l'activité magnétique et les mécanismes sous-jacents encore mal compris qui génèrent et entretiennent la rotation différentielle.
Fig.2 Gauche. Rotation interne par rapport à la rotation de surface, symboles, comparée à un modèle sans transport du moment angulaire, ligne rouge. Les étoiles situées sous la ligne rouge nécessitent un mécanisme interne de transport du moment angulaire. Droite. Probabilité d'une rotation de type solaire par rapport à une rotation anti-solaire. Les 13 étoiles pour lesquelles la détection est claire présentent une rotation de type solaire.
Études des exoplanètes
L'astérosismologie nous offre une méthode unique pour déterminer l'angle entre le plan orbital d'une planète en transit et l'axe de rotation de son étoile. Cet angle, appelé obliquité, constitue un moyen unique de contraindre les mécanismes de formation et d'évolution des systèmes planétaires. Par exemple, les planètes de la taille de Jupiter avec des périodes orbitales de quelques semaines ont probablement migré vers l'intérieur, car elles ne peuvent pas se former très près d'une étoile. Selon les modèles actuels, une interaction disque-planète produit des planètes dont le plan orbital est perpendiculaire à l'axe de rotation stellaire, dans le cas du Soleil, une obliquité proche de zéro, tandis qu'une interaction planète-planète, avec le mécanisme de Kozai, prédit des orbites obliques. Dans cet exemple, la détermination précise de l'obliquité et de sa distribution statistique doit fournir de fortes contraintes sur la contribution de ces différents scénarios.
Fig.3 Distributions de probabilité de l'obliquité 3D de Kepler-25c. Les lignes rouges correspondent à notre mesure. La courbe noire est obtenue sans information sur l'inclinaison stellaire.
La mesure de l'obliquité est difficile car trois angles doivent être connus. (a) l'angle d'inclinaison orbitale d'une planète en transit, déduit des courbes de transit avec une précision de quelques pourcents. (b) l'obliquité projetée sur le plan du ciel, le plus souvent mesurée à l'aide de l'effet Rossiter-McLaughlin. (c) l'inclinaison stellaire, directement mesurable par astérosismologie (Gizon&Solanki 2004).
La plupart des études existantes sur l'obliquité s'appuient sur la mesure des deux angles (a) et (b) pour tirer leurs conclusions, ce qui rend l'interprétation de l'obliquité projetée difficile (Albrecht et al., 2013). Par exemple, avec l'un de mes doctorants, nous avons pu déterminer que Kepler-408 possède une planète oblique de la taille de la Terre (Kamiaka et al. 2019). En outre, dans le champ de Kepler, il existe deux systèmes exoplanétaires pour lesquels une véritable obliquité 3D peut être mesurée directement, Kepler 25 et HAT-P-7. Pour la première fois, j'ai apporté la preuve que les planètes de Kepler-25 (Benomar et al. 2014, Campante et al. 2016) sont coplanaires et à peu près alignées, comme attendu pour des systèmes multiplanétaires, comme c'est le cas du Soleil. Pour HAT-P-7, hôte d'un hot-Jupiter, l'angle 3D entre le spin et l'orbite confirme que la planète suit une orbite polaire ou rétrograde, ce qui suggère une naissance et une évolution complexes. Même si Kepler n'a pas pu fournir de larges statistiques sur l'obliquité, la mission PLATO, spécifiquement conçue pour couvrir une grande partie du ciel et favoriser la synergie entre les exoplanètes et l'astérosismologie, devrait fournir l'obliquité 3D pour un nombre suffisant de systèmes afin de permettre des études statistiques non biaisées (PLATO Team, 2017).
