M-to-K

Le but du projet M-to-K est de découvrir les compagnons planétaires des étoiles de plus faible masse, et de comprendre les facteurs qui déterminent comment et pourquoi les planètes se forment autour de ces étoiles.

M-to-K est une étude Doppler d’exoplanètes orbitant au début de M à travers des étoiles de type K tardif. Ces étoiles sont plus petites et de masse inférieure à notre Soleil. Les étoiles de faible masse ont tendance à être sous-représentées sur les relevés Doppler actuels car elles sont intrinsèquement faibles et, par conséquent, de grands télescopes sont nécessaires pour capter un signal suffisamment fort. Pourtant, ces étoiles constituent la grande majorité des étoiles de notre Galaxie, dépassant de loin les étoiles de type G comme le Soleil.

Nous nous intéressons particulièrement aux étoiles M et K car les planètes dans la zone habitable devraient être plus facilement détectées avec notre technique Doppler. La détectabilité est également améliorée car le bruit astrophysique des étoiles de type M et K est inférieur à celui des étoiles de type G et F. Les étoiles les plus massives (types A, B et O) ne sont pas de bonnes candidates pour la recherche de planètes Doppler car la luminosité élevée des étoiles ionise la plupart des raies spectrales atomiques et les étoiles tournent plus rapidement (élargissant les quelques raies spectrales); cela réduit notre capacité à effectuer des mesures précises des déplacements de raies spectrales.

La zone habitable est à une distance de l’étoile où elle n’est pas trop chaude (de sorte que l’eau liquide s’évapore) et pas trop froide (de sorte que l’eau liquide est gelée). On l’appelle parfois la « zone des boucles d’or » car la température est « juste » pour la rétention des océans d’eau.

La faible luminosité intrinsèque des étoiles de type M et K signifie que moins d’énergie est émise par l’étoile. En conséquence, la « zone de boucles d’or » où les planètes interceptent suffisamment d’énergie pour que l’eau liquide existe est située plus près de l’étoile hôte. Cette proximité permet aux sondages Doppler de détecter plus facilement les planètes potentielles pour deux raisons: (1) les périodes orbitales sont plus courtes (raccourcit la durée de recherche) et (2) le signal que nous essayons de détecter (la vitesse réflexe qu’une planète exerce sur son étoile) est plus grand car la force gravitationnelle de la planète sur l’étoile augmente rapidement avec la distance décroissante. La figure ci-dessus représente la distance relative entre les étoiles hôtes et les planètes pour différentes classifications d’étoiles.

Nous profitons de l’identification récente de plus de 3 000 naines K et M voisines à partir de l’enquête SUPERBLINK du collaborateur Sébastien Lepine. Les étoiles cibles ont été pré-criblées avec une spectroscopie à basse résolution pour réduire le nombre de binaires spectroscopiques et d’étoiles flare. L’objectif de ce projet est de filtrer jusqu’à 1 600 étoiles de faible masse pour détecter la présence d’exoplanètes.

Les mesures Doppler pour le programme M-to-K sont effectuées à l’Observatoire Keck sur le plus grand télescope de la Terre, situé sur le Mauna Kea à Hawaï.Nous remercions chaleureusement l’Université de Yale et la NASA pour le soutien apporté au télescope à Keck.

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