Les 5 prochaines années représentent une opportunité unique dans l’histoire de l’astrophysique planétaire. Pour la première fois, les techniques observationnelles, les modèles théoriques et un nombre suffisant d’exoplanètes sont connues pour caractériser spectroscopiquement une large diversité de planètes: des planètes géantes incroyablement chaudes à des planètes tempérées de la taille de la Terre qui sont dans la zone habitable de leur étoile hôte.

Plusieurs questions demeurent: comment et où se forment les planètes? Quels matériaux les composent? Quels gaz se trouvent dans leur atmosphères? Quel rôle jouent les nuages et la brume? Quelle est la taille maximale d’une planète terrestre? Quelle est la taille minimale d’une planète gazeuse? Et finalement, quelles planètes peuvent abriter la vie?

L’équipe du professeur Benneke est dans une position exceptionnelle pour répondre à plusieurs des questions énumérées ci-dessus parce qu’elle conduit présentement plusieurs programmes observationnels inédits qui utilisent les télescopes spatiaux Hubble et Spitzer, ainsi les télescopes de 10 mètres du Keck. Professeur Benneke et ses collaborateurs ont développé des outils d’analyse et de modélisation puissants pour interpréter ces ensembles de données uniques. Les questions sur lesquelles le groupe du Professeur Benneke travaille sont:

• Explorer la diversité des atmosphères planétaires des super Terres et des exo-Neptunes grâce à la technique de spectroscopie de transit avec le télescope spatial Hubble. Professor Benneke est le chercheur principal du plus gros programme de Hubble pour caractériser les petites exoplanètes.
• Sonder la formation des planètes géantes en utilisant la spectroscopie infrarouge haute résolution sur les télescopes de 10 mètres du Keck
• Caractérisation de l’atmosphère et cartographie des exoplanètes grâce au futur télescope spatial James Webb (JWST)
• Comprendre les types de nuages exotiques sur les exoplanètes
• Découvrir et faire la caractérisation initiale des cibles idéales pour le télescope spatial James Webb en utilisant la missions K2, le télescope spatial TESS et un suivi grâce à des observatoires au sol

Je m'intéresse à l'étude des étoiles naines blanches et plus particulièrement au calcul de modèles d'atmosphères. Les étoiles naines blanches représentent le dernier stade évolutif de plus de 97% des étoiles dans notre galaxie, y compris notre Soleil. Ayant épuisé les sources d’énergie nucléaires en leur centre, les naines blanches se refroidissent tranquillement sur des périodes de temps de plusieurs milliards d’années.

Elles possèdent une masse comparable à celle du Soleil mais dans un volume égal à celui de la Terre, ce qui en fait donc des objets extrêmement compacts dont la densité est un million de fois celle du Soleil. L’étude de ces cadavres stellaires et la détermination de leurs paramètres fondamentaux tels leur température, leur masse et leur composition chimique nous renseignent non seulement sur la nature de ces étoiles, mais aussi sur le lien évolutif avec les étoiles qui les ont engendrées.

La méthode la plus précise utilisée pour mesurer les paramètres fondamentaux des étoiles naines blanches consiste à comparer en détail les données spectroscopiques, c’est-à-dire la distribution du flux en fonction de la longueur d’onde, avec les prédictions théoriques obtenues à partir de modèles d’atmosphère, une méthode que nous peaufinons depuis des années à l’Université de Montréal. L’atmosphère d’une étoile correspond à cette mince couche superficielle d’où provient le flux du rayonnement.
Je m’intéresse également à l'étude des étoiles naines blanches variables de type ZZ Ceti, et plus particulièrement à la détermination empirique des limites en température de la bande d'instabilité. Mes projets théoriques utilisent des données photométriques et spectroscopiques obtenues aux différents observatoires de Kitt Peak en Arizona (2.3 m de Steward, 2.1 m et 4 m de Kitt Peak) et à l'Observatoire du Mont-Mégantic.

Mes travaux de recherche sont principalement orientés vers l’étude de l’atmosphère des étoiles naines blanches, et ce, autant d’un point de vue théorique (calculs détaillés de modèles d’atmosphères) qu’observationnel (observations spectroscopiques et photométriques). Les naines blanches sont des résidus d’étoiles de faible masse ayant épuisé leur réserve de carburant nucléaire. Une naine blanche typique est composée d’un noyau de carbone et d’oxygène représentant plus de 99% de sa masse, entouré d’une mince couche d’hélium qui elle-même est entourée, dans environ 80% des cas, d’une autre mince couche d’hydrogène. Ces couches, bien que minces, sont optiquement opaques et régulent le taux de perte d’énergie de l’étoile (c’est-à-dire son taux de refroidissement). Afin de bien comprendre l’évolution des naines blanches, il s’avère donc essentiel de bien comprendre les propriétés physiques de ces couches superficielles. L’analyse spectroscopique de la lumière provenant de l’atmosphère de naines blanches est la principale technique utilisée afin d’obtenir de l’information sur les parties externes des naines blanches. Mes travaux sont orientés vers l’analyse d’étoiles ayant des traces d’éléments lourds (type spectral DZ et DQ) ainsi que des étoiles ayant une atmosphère de carbone.

Spécialiste des détecteurs semi-conducteurs utilisés en recherche nucléaire, Louis-André Hamel a été approché en 1994 par des physiciens de l’Université d’Arizona pour interpréter les signaux qu’ils observaient dans leur dispositif semi-conducteur cadmium-zinc-tellure (CdZnTe). Il s’est intéressé au problème et a présenté les résultats de sa réflexion l’année suivante, à Grenoble. Il y a rencontré alors des physiciens du Space Science Center de l’Université du New Hampshire qui désiraient aussi mettre au point un détecteur au CdZnTe pour une application d’imagerie en astrophysique. Le détecteur idéal devrait à la fois avoir une excellente résolution en position et en énergie et présenter le plus petit nombre de canaux d’électronique, ce qui a amené le professeur Hamel et son équipe à élaborer ce nouveau dispositif.

L'étude des exoplanètes vise à établir la prépondérance et la diversité des systèmes planétaires dans notre galaxie, à comprendre comment ces systèmes se forment et évoluent, à maîtriser la physique en jeu dans leur atmosphère et leur intérieur, et ultimement, à détecter des traces de vie ailleurs dans l'Univers. C’est dans cette lignée que les principaux travaux du groupe de recherche du professeur David Lafrenière s'inscrivent. Les recherches sont principalement effectuées grâces aux techniques d'imagerie directe aux longueurs d’onde infrarouges pour détecter de nouvelles planètes, pour ensuite en mesurer les propriétés physiques. Pour parvenir à "voir" ces planètes très faibles et très rapprochées de leur étoile qui est plusieurs millions de fois plus brillante, il est nécessaire de continuellement mettre au point de nouvelles techniques d'observation et de traitement d'images et même construire de nouveaux instruments. Avec la technologie actuelle, il est possible de détecter des planètes géantes gazeuses ayant des orbites de la taille du système solaire externe ou plus grandes.

En plus de l'imagerie directe de planètes, le groupe de recherche du professeur David Lafrenière s'intéresse aussi à la caractérisation des planètes de type « Jupiter chaude » en utilisant la spectro-photométrie de transit/d'éclipse et le chronométrage de transit. Les travaux du groupe sont aussi axés sur l'étude des naines brunes, sur la recherche d’étoiles jeunes de faible masse dans le voisinage solaire, et sur l'étude de la multiplicité stellaire et sous-stellaire.  David Lafrenière est le chercheur principal du projet PESTO.

• Dynamique électronique des semicoducteurs organiques;
• Spéctroscopie optique résolue en temps;
• Optoélectronique supramoléculaire

Mes travaux de recherche portent sur le vent des étoiles les plus massives. À cause de leur grande luminosité atteignant un million de fois celle du Soleil, ces étoiles perdent une fraction significative de leur masse au cours de leur vie. Ce vent stellaire n'est pas symétrique et homogène. Non seulement contient-il des inhomogénéités à petites échelles s'apparentant à la turbulence mais dans certains cas, on y retrouve également des structures à grande échelle. Ces dernières sont particulièrement intrigantes car elles sont engendrées par un mécanisme encore non-identifié se produisant à la surface de l'étoile.

Les mécanismes possibles inclus les champs magnétiques ou les pulsations, deux processus physique importants pour l'évolution des étoiles massives mais pour lesquels nous possédons encore très peu d'information.

Les conséquences de ces structures à grande échelle sur les données observables (spectre, photométrie, taux de polarisation) peuvent aussi nous aider à déterminer un paramètre fondamental de ces étoiles: la vitesse de rotation. Cette donnée importante est habituellement impossible à mesurer pour les étoiles massives que j'étudie car leur surface est complètement enfouie derrière le vent très dense. Les structures à grande échelle étant attachées à la surface, l'identification d'une période dans les variations du spectre ou de la lumière de l'étoile nous permet de déduire la vitesse de rotation.