The modelling of the internal structures of super-Earths and sub-Neptunes gives a valuable insight into their formation history and possible atmospheres. We present a planet model where the interior is coupled with the atmosphere within a Bayesian retrieval scheme. We take into account water in all its possible phases, including steam and supercritical phases, which is necessary for systems with a wide range of stellar irradiations. Our interior-atmosphere model calculates the compositional and atmospheric parameters, such as Fe and water content, surface pressures, scale heights and albedos. We analyse the multiplanetary systems K2-138 and TRAPPIST-1. From their individual composition, we derive a global increasing trend on the water content with increasing distance from the star in the inner region of the systems, while the planets in the outer region present a constant water mass fraction. This trend reveals the possible effects of migration, formation location and atmospheric mass loss during their formation history.

J. Ahuir, A. Strugarek, A. S. Brun, S. Mathis

Au cours des deux dernières décennies, de nombreuses exoplanètes proches ont été détectées autour d'une grande variété d'étoiles hôtes. Ces planètes sont susceptibles de subir une migration pendant toute l'évolution du système étoile-planète, depuis leur formation au sein d'un disque protoplanétaire jusqu'à la fin de vie de l'étoile hôte. Une fois que le disque a disparu, l'évolution orbitale se produit du fait d'interactions magnétiques et de marée, sur lesquelles nous nous concentrerons ici. Notre objectif est ainsi de prédire l'évolution orbitale d'une planète tout au long de l'évolution structurelle, rotationnelle et magnétique de son étoile hôte pour comprendre la distribution des planètes proches observées.

À cette fin, nous avons développé un modèle numérique de système étoile-planète circulaire et coplanaire prenant en compte les changements structurels de l'étoile, le freinage par le vent et les interactions étoile-planète, appelé ESPEM (Evolution des Systèmes Planétaires et Magnétisme). L’évolution des propriétés stellaires (rotation, magnétisme) est suivie selon une approche originale reposant sur la combinaison de grilles d'évolution stellaire et de prescriptions en lois de puissance compatibles avec la gyrochronologie et les observations des champs magnétiques stellaires par spectro-polarimétrie. Nous parcourons l'espace des configurations possibles des systèmes étoile-planète et évaluons l'influence relative des couples magnétiques et de marée sur leur évolution séculaire. Nous présentons ensuite des populations synthétiques de systèmes étoile-planète et confrontons leur distribution en période orbitale et en période de rotation stellaire aux données du satellite Kepler.

Nous constatons qu'après la dissipation du disque protoplanétaire, les interactions magnétiques et de marée peuvent dominer l'évolution séculaire en fonction de la configuration initiale du système et de la phase évolutive de l'étoile considérée. Différentes populations de systèmes étoile-planète émergent de l'action combinée des deux types d'interactions, en fonction de la phase évolutive durant laquelle la planète migre de manière efficace. Cela peut affecter leur détectabilité ainsi que le domaine de validité de la gyrochonologie. Dans l'ensemble, nous constatons que les interactions étoile-planète ont un impact significatif sur la distribution globale en période orbitale pendant la séquence principale, la distribution globale en période de rotation stellaire étant marginalement affectée. Plus précisément, les interactions magnétiques étoile-planète modifient significativement la distribution des super-Terres autour des étoiles dont la période de rotation est supérieure à environ 5 jours, ce qui améliore l'accord entre les populations synthétiques et les observations. Les effets de marée, quant à eux, façonnent la distribution des planètes géantes. Ces prédictions sont d'une grande importance pour l'accompagnement des missions en cours (TESS, CHEOPS) et à venir (JWST, PLATO, ARIEL).

It is crucial for our knowledge of stellar evolution to be able to efficiently determine stellar surface rotation periods in large stellar samples. Random forest learning abilities are exploited to automate the extraction of rotation periods in Kepler light curves. We train three different classifiers: one to detect if rotation modulations are present in the light curve, one to flag classical pulsators or close binary candidates that can bias our rotation-period determination, and finally one classifier to provide the final rotation period. We test our machine learning pipeline, ROOSTER (Breton et al. 2021), on the Kepler K and M dwarf sample using the reference catalog of Santos et al (2019). We show that we are able to detect rotation modulations with an accuracy of 94.2% and to retrieve final rotation periods with an accuracy of 95.3%. This value is raised to 99.5% after visually inspecting 25.2% of the stars. Over the two main analysis steps, the pipeline yields a global accuracy of 92.1% before visual checks, 96.9% after. The method is then applied to analyse the F and G Kepler sample (Santos et al. accepted in ApJ). 

The methodology presented here could be adapted to extract surface rotation periods for stars observed by other missions, like K2, TESS or PLATO.

TBD

M-dwarfs are the most abundant stars in our galaxy and have become interesting targets for exoplanet surveys. SPIRou is a near-infrared (nIR) spectropolarimeter and a high-precision velocimeter mounted in the Canada-France-Hawaii telescope (CFHT) in Hawaii. Its scientific goals are two-folded: first, to search and characterize Earth-like planets around nearby low-mass stars, such as M dwarfs, using high-precision radial velocity (RV) measurements, and second, to study the impact of magnetic fields in star and planet formation using spectro-polarimetry.

Currently, the main limitation to detect Earth-like planets using the RV technique is the presence of stellar activity. Magnetic activity and photospheric variability introduce spurious RV signals that hamper the detection of exoplanets, thus the importance of disentangling the stellar from the planet contributions. Stellar activity indices can be derived by measuring the chromospheric emission in specific spectral lines, such as Ca II H&K and H\alpha, among others. However, these lines are located in the optical domain.

We will present the ongoing work on finding stellar activity indices from spectral lines in the nIR domain. We have chosen a sub-sample of M dwarfs monitored by SPIRou, with spectral types from M1 to M6, and different levels of activity and rotation periods. We will present our results of the analysis of the time series of the equivalent width of several spectral lines, in order to look for correlations with the rotational period of our sub-sample.

The problem of stellar activity can be approached in two ways. First, one can build a model aiming at representing as precisely as possible the stellar activity, typically Gaussian processes, and compares models with different noise structures and different number of planets. This approach offers a rigorous framework, but stellar activity models are unreliable. A second approach consists in assessing the qualitative properties of signals: a planetary signal has a stable period, phase and amplitude, while this might not be the case for stellar activity. We present contributions for both approaches: a new planet detection criterion and new computational methods that outperform existing ones, and statistical tests to assess the stability of the period, phase and amplitude of a signal.

It is now well accepted that stellar activity prevents the detection of low mass planets around solar type stars when using the radial velocity technique. Although the impact of dark spots and bright plages, through various processes, is widely known, surface flows at different time scales (granulation, supergranulation, meridional circulation) also lead to important radial velocity signatures due to their temporal variability. Those are larger than an Earth-like signal. In this talk, I will focus on those flows, which we have studied based on our knowledge of the Sun and extended towards other stars. By comparison, I will show that a high-precision astrometric mission would not be strongly impacted by stellar activity for such planets, which has a significant impact on mass characterisation.

PANEK Emilie, Institut d’Astrophysique de Paris, Observatoire de Paris, PSL

DROSSART Pierre, Institut d’Astrophysique de Paris, CNRS, Sorbonne Université

BEAULIEU Jean-Philippe, Institut d’Astrophysique de Paris, CNRS, Sorbonne Université

Nous avons réalisé une ré-analyse de deux Jupiter chauds (HD209458b et HD189733b) par des méthodes inverses en combinant des observations provenant de différents instruments (HST/STIS et WFC3, Spitzer). Ces deux exoplanètes présentent des interactions, physiques ou spectroscopiques, avec leurs étoiles (Daassou et al. 2014, Casasayas-Barris et al. 2021).

Plusieurs articles récents (Casasayas-Barris et al. 2020, Casasayas-Barris et al. 2021) ont remis en question la détection de raies atomiques à haute résolution dans les spectres d’atmosphère du Jupiter chaud HD 209458 b. Sodium et Potassium ont-ils réellement été détectés dans l’atmosphère de HD209458b ? Les résultats obtenus précédemment peuvent-ils être biaisés par la considération de ces deux molécules dans la modélisation d’atmosphères ? 

Nous avons utilisés des observations HST des instruments WFC3 et STIS (0.5 - , et 1.2-1.6 microns, présentés dans Sing et al. 2016), ainsi que des observations Spitzer 3.6, 4.5, 5.8, 8 microns (Beaulieu et al. 2010). Nous avons étudié des inversions par le logiciel TauReX (Al-Refaie et al. 2019) en prenant ou non en compte le sodium et le potassium pour mieux caractériser leurs contributions. Nous modifions ensuite les paramètres : brumes, profil Pression-Température, rayon planétaire, composition chimique pour ajuster au mieux les points de données aux observations.

La présence des raies atomiques dans le spectre planétaire est remise en question à cause de l’effet Rossiter Mclaughlin provoqué par le passage du transit. La caractérisation de cet effet de « pollution » de l’étoile, pris en compte récemment, pourrait s’avérer très utile pour les prochaines missions spatiales planifiées (Ariel, JWST).

Nous comparons les résultats obtenus sur HD209458b, avec ceux obtenus sur un autre Jupiter chaud, HD189733b, pour lequel la détection des raies du sodium à haute résolution a été confirmé (Langeveld et al. 2021).

Citations :

Al-Refaie A., Changeat Q., Waldmann I., and Tinetti G. 2019, Taurex iii: A fast,dynamic and extendable framework for retrievals. arXiv: Instrumentationand Methods for Astrophysics

Beaulieu J. P., et al. 2010, Water in the atmosphere of HD 209458b from 3.6-8μm IRAC photometric observations in primary transit, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society

Casasayas-Barris, N., et al. 2020, Is there Na in the atmosphere of HD 209458b? Effect of the centre-to-limb variation and Rossiter-McLaughlin effect in transmission spectroscopy studies, A&A

Casasayas-Barris, N., et al. 2021, The atmosphere of hd 209458b seen with espresso- no detectable planetary absorptions at high resolution, A&A

Daassou, A., et al. 2014, An analytical model for the 0.33 - 7.85 micron transmission spectrum of HD189733b : Effect of stellar spots, International Journal of Computer Applications

Langeveld, A. B., et al. 2021, Assessing telluric correction methods for Na detections with high-resolution exoplanet transmission spectroscopy, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 

Sing, D., et al. 2015, A continuum from clear to cloudy hot-jupiter exoplanets without primordial water depletion, Nature

We report on observations of the active K2 dwarf ɛ Eridani based on contemporaneous SPIRou, NARVAL and TESS data obtained over two months in late 2018, when the activity of the star was reported to be in a non-cyclic phase. Fundamental parameters of ɛ Eridani derived from visible and NIR wavelengths provide us with consistent results, which also agree with published values. Zeeman broadening of individual lines highlights an unsigned surface magnetic field B = 1.90 ± 0.13 kG, with a filling factor f = 12.5 ± 1.7% (unsigned magnetic flux Bf = 237 ± 36 G). The large-scale magnetic field geometry, chromospheric emission and broadband photometry display clear signs of non-rotational evolution over the course of data collection. Characteristic decay times deduced from the light curve and longitudinal field fall in the range 30-40 days, while the characteristic timescale of surface differential rotation, as derived through the evolution of the magnetic geometry, is equal to 57 ± 5 days. The large-scale magnetic field exhibits a combination of properties not observed previously for ɛ Eridani, with a surface field among the weakest previously reported, but this field is also mostly axisymmetric, and is dominated by a toroidal component.