Contributions à l’étude des exoplanètes : amélioration des mesures de vitesse radiale des étoiles, modélisation de la spectroscopie de transit

Contributions to the study of exoplanets : improvement of the stars radial velocity measurements, transit spectroscopy modeling

• Auteur / Autrice : Anastasiia Ivanova
• Direction : Emmanuel Marcq, Rosine Lallement
• Type : Thèse de doctorat
• Discipline(s) : Astronomie et Astrophysique
• Date : Soutenance le 20/12/2023
• Etablissement(s) : université Paris-Saclay
• Ecole(s) doctorale(s) : Astronomie et Astrophysique d'Ile de France
• Partenaire(s) de recherche : Laboratoire : Laboratoire Atmosphères, observations spatiales (Guyancourt, Yvelines ; 2009-....)
• Partenaire(s) de recherche : référent : Université de Versailles-Saint-Quentin-en-Yvelines (1991-....)
• Partenaire(s) de recherche : graduate school : Université Paris-Saclay. Graduate School Physique (2020-....)
• Jury : Président / Présidente : Cyril Szopa
• Jury : Examinateurs / Examinatrices : François Bouchy, Nadège Meunier, Claire Moutou, Magali Deleuil
• Jury : Rapporteurs / Rapporteuses : François Bouchy, Nadège Meunier, Claire Moutou

Mots clés

Mots clés contrôlés

Atmosphère

Exoplanètes

Mots clés libres

Instrumentation

Exoplanètes

Spectroscopie

Transfert radiatif

Instrumentation

Spectroscopy

Exoplanets

Radiative transfer

Résumé

La méthode des vitesses radiales a été la première méthode de détection d'une exoplanète. Depuis 1995, elle a permis de découvrir plus de 2000 exoplanètes et la méthode des RV a ses avantages. Outre la découverte de nouvelles exoplanètes et la détermination de leur masse apparente, elle est utilisée pour confirmer les exoplanètes découvertes par d'autres méthodes et pour mesurer la masse des exoplanètes en transit. Cependant, la méthode RV est limitée par les capacités techniques: la taille et la disponibilité du télescope, la stabilité et la précision de l'étalonnage de la longueur d'onde du spectrographe. Les spectrographes de nouvelle génération sont extrêmement précis d'un point de vue instrumental, ils sont stables et parfaitement calibrés, mais leur précision n'est pas encore suffisante pour détecter une exoplanète jumelle de la Terre. Ainsi, toute amélioration du traitement associé à l'extraction de la RV devrait se traduire par une amélioration de la précision, ou par une réduction du temps de télescope nécessaire pour atteindre une précision définie.Les spectres utilisés pour la méthode des RV étant obtenus à partir de la surface de la Terre, ils contiennent le spectre de l'étoile et le spectre de l'atmosphère terrestre (absorption tellurique). Jusqu'à récemment, les régions spectrales contaminées par l'absorption tellurique étaient exclues du traitement. Après correction, ces régions deviennent disponibles pour être utilisées pour la récupération de RV, améliorant ainsi la précision sur RV. Thèse est consacrée au développement de l'algorithme de correction (basé sur le service web TAPAS), et à l'estimation de l'augmentation de la précision des mesures de RV due à l'augmentation de la gamme de longueurs d'onde disponibles. La méthode de correction a été développée pour l'absorption tellurique causée par O2 et H2O dans le domaine des longueurs d'onde visibles et testée sur les données ouvertes d'ESPRESSO. Pour notre étude de cas de l'étoile HD40307, l'erreur formelle sur la RV est réduite de 0.77 à 0.64 ms-1, ce qui correspond à une économie significative de 45% de temps de télescope.En plus du travail sur la correction de l'absorption tellurique, la thèse se concentre également sur le calcul direct de la RV. 2 méthodes principales existent et sont largement utilisées: la méthode de la fonction de corrélation croisée (CCF) et la méthode du template matching. Il existe également la méthode de Pierre Connes (décrite dans Absolute Astronomical Accelerometry), qui a ses limites en raison de son incapacité à s'appliquer à de grandes variations de vitesse. Dans la thèse, nous proposons et montrons l'application d'une nouvelle méthode, qui est une combinaison de la méthode classique de la CCF et de la méthode de Pierre Connes (PC). Nous proposons d'utiliser la méthode PC pour calculer le changement de RV directement sur la CCF, avec une correction préalable pour le BERV, au lieu de l'ajustement gaussien de la CCF. La méthode a été testée pour les données d'une étoile avec un système planétaire et sans système planétaire, les résultats montrent que la précision du calcul de la RV en utilisant la méthode PC est plus élevée que celle de l'ajustement gaussien. La thèse montre également les débuts d'une correction de l'activité stellaire, basée sur la méthode PC.La deuxième partie de la thèse est consacrée au développement d'un modèle de spectroscopie en transmission pour les exoplanètes telluriques en début de formation. Le développement d'un modèle est particulièrement pertinent après le lancement du JWST et en prévision du lancement d'Ariel, car la plupart des modèles actuels se concentrent davantage sur les géantes gazeuses et les naines brunes. Un modèle d'absorption raie par raie à haute résolution a été développé pour une atmosphère composée de vapeur d'eau H2O et de CO2.

The radial velocity method was the first method to detect an exoplanet. Since 1995 it has discovered more than 2000 more exoplanets and, although the transit photometry method is currently the most productive, the radial velocity method has its advantages. In addition to being able to discover new exoplanets and determine their apparent mass msini it is used to confirm exoplanets found by other methods and measure the mass of transit exoplanets. However, the RV method is limited by technical capabilities: the size and availability of the telescope, the stability and accuracy of the wavelength calibration of the spectrograph. New generation spectrographs are extremely accurate from an instrumental point of view, they are stable and perfectly calibrated, but their accuracy is still not enough to detect Earth's exoplanet twin. If it is not possible to improve the instrument the data processing needs to be refined, so any improvement of the processing associated to the radial velocity retrieval should result in an improvement of precision, or in a shorter telescope time required to achieve a defined-goal precision.Because the spectra for the radial velocity method are obtained from the Earth's surface, they contain the spectrum of the star and the spectrum of the Earth's atmosphere (telluric absorption). Until recently, spectral regions contaminated by telluric absorption were excluded from consideration. After telluric correction, those regions become available to be used for RV retrieval, improving the precision on RV.This thesis is devoted to the development of telluric correction algorithm (based on TAPAS web service), describing the telluric correction method and estimating an increase in the precision of radial velocity measurements due to increased available wavelength range. The correction method was developed for telluric absorption caused by O2 and H2O in the visible wavelength range and probed on ESPRESSO open data. For our case study of star HD40307, the formal error on RV is reduced from 0.77 to 0.64 ms-1, corresponding to a significant saving of 45% telescope time.In addition to work on the telluric absorption correction, the thesis also focuses on the direct calculation of the radial velocity. At the moment, there are 2 main methods that exist and are widely used: the cross-correlation function (CCF) method and the template matching method. There is also the Pierre Connes method (described at Absolute Astronomical Accelerometry), which has its limitations due to its inability to be applied to large velocity variations. In this thesis we propose and show the application of a new method, which is a combination of the classical method of cross-correlation function and the method of Pierre Connes (PC). We propose to use the PC method of calculating the change of radial velocity directly on the CCF, with prior correction for BERV, instead of the classical Gaussian fitting of the CCF.The method has been tested for data of a star with a planetary system as well as without a planetary system, the results show that the precision of the radial velocity calculation using the PC method is higher than that of the Gaussian fit. The thesis also shows the beginnings of a stellar activity correction, based on the PC method. As the CCF can be considered an averaged stellar line, counting the change in radial velocity for the left and right wings separately, stellar activity can be analysed.The second part of the thesis is dedicated to the development of a transmission spectroscopy model for telluric exoplanets at the beginning of formation. The development of such a model is particularly relevant after the JWST launch and in anticipation of the Ariel launch, as most current models focus more on gas giants and brown dwarfs. A high-resolution line-by-line model has been developed for an atmosphere consisting of H2O vapour and CO2.