Mes travaux de recherche portent principalement sur la formation des étoiles et des systèmes planétaires. C'est un des domaines de recherche identifiés comme prioritaires par la communauté astronomique canadienne. Pour ces travaux, j’utilise principalement la polarisation de lumière comme moyen d’obtenir de l’information.

Voici deux exemples de projets en cours:

1. La lumière naturelle présente un plan de vibration qui varie de façon aléatoire. La lumière peut aussi vibrer selon un plan préférentiel ; on dit qu’elle est polarisée. Pour mesurer la polarisation de la lumière provenant d’objets célestes, je supervise la construction d’un nouveau polarimètre l'Observatoire du Mont-Mégantic, POMM, qui sera 100 plus précis que son prédécesseur. La lumière d’une étoile jeune est diffusée par des grains de poussières microscopiques qui la polarisent. En mesurant cette polarisation nous apprenons sur les propriétés des grains et sur la distribution de la matière autour des étoiles jeunes ou avec disques de débris. En combinant ces données avec d’autres types d’observations et avec des modèles, on apprend sur les conditions dans les disques protoplanétaires où se forment des planètes. Je vais aussi observer des étoiles avec des exoplanètes afin d’apprendre sur les propriétés de l’atmosphère de ces planètes et déterminer l’inclinaison de l’orbite.
2. J’ai aussi construit un polarimètre, POL-2, pour le radiotélescope James-Clerk-Maxwell sur le Mauna Kea à Hawaii. Celui-ci nous renseignera bientôt sur les effets des champs magnétiques dans les nuages moléculaires denses et sur les processus de formation d’étoiles. Nous voulons savoir si les champs magnétiques sont plus importants que la turbulence (ou l’inverse) pour freiner la formation des étoiles parce les observations nous montrent qu’elle est plus lente que ce que nos modèles prédisent.

Champs d'expertise

• Formation d'étoiles
• Polarimétrie
• Étoiles jeunes

L'astronomie dans l'infrarouge, à des longueurs d'onde plus grandes que 1 micromètre, est la méthode de choix pour observer :

• les objets ayant une température de surface plus basse que 3000 K, tels que les étoiles en formation, les naines brunes, ou les planètes,
• les grains de poussière et les molécules de H2, de CO, de CH4, etc. émettant dans le milieu interstellaire et circumstellaire, et
• les sources qui, aux longueurs d'onde visibles, sont cachées de notre vue par la poussière interstellaire des régions de formation d'étoiles et du plan de la Galaxie.

Par ailleurs, des centaines de galaxies émettent plus de 95% de leur radiation dans l'infrarouge. Pour aborder ce vaste domaine de recherche, nous avons développé depuis 30 ans un programme d'astronomie infrarouge à l'Université de Montréal, ce qui inclut la construction de caméras et spectromètres pour l'Observatoire du Mont Mégantic et pour le Télescope Canada-France-Hawaï. Ceci nous a amené à étudier entre autres l'émission du H2 excité par les jets supersoniques des régions de formation d'étoiles, les effets de microlentilles gravitationnelles sur les images multiples d'un quasar, et l'environnement d'étoiles proches à la recherche de compagnons de masse planétaire. Depuis quelques années, notre recherche se concentre sur la détection, l'identification et l'étude des naines brunes, ces objets dont la masse est plus grande que celle des planètes, ce qui leur permet de faire le brûlage nucléaire du deutérium, mais plus petite que celle des étoiles, ce qui les condamne à se refroidir graduellement, ne pouvant profiter de la stabilité à long terme de la nucléosynthèse des protons en hélium.

Développement et application à différentes catégories d'étoiles du code d'évolution stellaire de Montréal (xevol). Ce code prend en compte la diffusion de 30 éléments (incluant certains isotopes) couplés entre eux, en incluant les forces radiatives spécifiques à chaque élément. La particularité unique de ce code est que ces forces radiatives sont calculées à chaque point dans l'étoile, à chaque instant, à partir des spectres détaillés (définis sur 10000 fréquences) de chaque élément, fournis par le projet OPAL, ou calculés par notre groupe dans le cas des éléments traces Li, Be et B. Les forces radiatives sont donc sensibles aux changements de structure de l'étoile, et aux changements de composition locaux produits par la diffusion et par les réactions nucléaires, et aux interactions entre éléments qui en découlent. Le code est présentement appliqué à l'étude des étoiles de type HgMn et AmFm chaudes, dans le but d'identifier leurs caractéristiques structurelles communes et de mieux comprendre la physique de leurs atmosphères, dans les limites permises par le code xevol. Les calculs seront comparés et/ou raccordés à des résultats obtenus par une analyse détaillée de leurs atmosphères avec un code de transfert radiatif (pour atmosphère chimiquement homogène ou stratifiée). Cette partie du travail sera faite en collaboration avec Georges Alecian (Meudon) et Francis LeBlanc (Moncton), dans les limites de leur disponibilité.