Voici le quatrième et dernier article de la série de résumés des présentations qui ont eu lieu lors de la conférence Exosystèmes II. Il va être question d’atmosphères autour des exoplanètes. Vous pouvez retrouver le résumé des conférences précédentes aux liens suivants :

• Premier jour, matinée
• Premier jour, après-midi
• Deuxième jour

Observation et modellisation des atmosphères d’exoplanètes

Les étoiles et leurs exoplanètes évoluent ensemble, donc étudier les étoiles jeunes, c’est intéressant pour comprendre la formation des planètes. Les systèmes stellaires de moins de 100 millions d’années en particulier sont très intéressants.

Les grandes exoplanètes sont plus faciles à observer, mais on arrive à détecter de plus en plus d’exoplanètes de petite taille. On a même réussi à détecter des débris d’exoplanètes !

Dans l’atmosphère de certaines exoplanètes, on détecte des raies de la série de Balmer, mais on ne sait pas encore ce que cette découverte implique.

Le futur télescope spatial JWST va changer la donne en matière d’observation des petites exoplanètes, en repoussant la frontière de ce qu’on est capables d’observer. Mais le JWST n’est pas le seul instrument à venir pour étudier les exoplanètes. Il y a aussi ARIEL, PLATO,… Bref, on va arriver dans un boom de nouvelles découvertes !

Antonio Garcia-Muñoz s’intéresse à la façon dont les ions dans l’atmosphère d’une exoplanète vont interagir avec les champs magnétiques de l’exoplanète et de l'étoile.

KELT-9b est une exoplanète intéressante car elle ressemble presque à une étoile. Sa température de surface est de 4 050 K, sa masse est 3 fois plus importante que celle de Jupiter, et son rayon est 2 fois plus grand.

Problèmes inverses dans l'étude d’exo-atmosphères

On parle de problèmes inverses lorsqu’on s’aide de modèles pour retrouver les paramètres qui expliquent une observation. Par exemple, pendant un transit d’exoplanète, on mesure le spectre de l'étoile devant laquelle elle transite. Puis on construit des modèles d’exoplanètes, on calcul le spectre que produirait chacun de ces modèles, et on regarde si un de ces modèles colle avec le spectre observé.

Lorsque l’on observe un transit, on ne voit qu’un point de lumière. Les télescopes n’ont pas une résolution suffisante pour voir de détails à la surface des étoiles, et encore moins pour distinguer l’ombre de l’exoplanète en transit. Tout ce qu’on peut voir, c’est la façon dont le spectre de ce point lumineux évolue au cours du temps. Les données collectées lors d’un transit sont donc des données en 1 dimension. Or l’atmosphère a une structure en 3 dimensions. C’est donc difficile de retrouver les caractéristiques d’une atmosphère d’exoplanète à partir des observations de transits.

Quentin Changeat modélise l’atmosphère des exoplanètes en les découpant en trois zones :

• le point chaud : la partie de l’exoplanète où l'étoile est à peu près au zénith
• le côté jour : la partie éclairée de l’exoplanète moins le point chaud
• le côté nuit

On procède ensuite en trois étapes.

1. À partir de ce modèle, on simule des exoplanètes et on construit le spectre qu’on observerait si on regardait ces exoplanètes avec le futur télescope spatial ARIEL.
2. On fait comme si on connaissait pas les paramètres qu’on avait utilisé pour simuler les exoplanètes. En regardant les spectres simulés on essaye de deviner ce qu’on peut au sujet de l’exoplanète.
3. On compare ce qu’on a pu déduire pendant l'étape 2 à ce qu’on a utilisé comme paramètres pendant l'étape 1. Si ça colle, on est content parce que ça veut dire que la méthode fonctionne. Et si ça colle pas, on est content aussi parce que ça veut dire qu’il nous reste des choses à comprendre et à découvrir.

Pour faire ces opérations, c’est le code TauREX qui est utilisé. À l’heure actuelle, on utilise la même géométrie dans les modèles pour les étapes 1 et 2. Mais dans des travaux futurs, on voudrait utiliser des modèles différents dans les deux étapes pour rendre l’exercice plus réaliste : les exoplanètes qu’on observera avec ARIEL ne vont pas prendre le soin d'être identiques au modèle qu’on utilise pour essayer de deviner la composition de leur atmosphère !

Il serait aussi intéressant d’utiliser cette méthode avec les planètes du systèmes solaire (par exemple Vénus ou Jupiter). On pourrait ainsi voir ce que donne l’inversion avec des données plus complexes. À creuser…

Comment savoir si une exoplanète est une super-Terre ou une mini-Neptune ?

Une mini-Neptune, c’est une exoplanète qui a une atmosphère dominée par l’hydrogène et l’hélium. Une super-Terre est une exoplanète dont l’atmosphère est principalement composée d'éléments plus lourds. Ces deux types de planètes peuvent avoir des rayons et des masses semblables, mais l’histoire de leur formation et de leur migration est vraisemblablement différente.

Amélie Gressier étudie des exoplanètes de relativement petite taille (1 à 4 fois la masse de la Terre) et prépare les observations qui seront faites avec le JWST en utilisant les données du télescope spatial Hubble (HST) en proche-infrarouge.

Lorsqu’on observe une exoplanète, une des questions que l’on peut se poser est « De quoi est faite cette planète ? ». Mais c’est difficile de savoir si une exoplanète est rocheuse ou gazeuse. D’ailleurs, à ce sujet, la presse s’emporte souvent un peu vite en déclarant que « on a découvert de l’eau sur une super-Terre », alors que si on va voir l’article scientifique, il s’agit d’une planète qui fait plusieurs fois la masse de la Terre et la détection d’eau dans l’atmosphère n’implique pas nécessairement une abondance d’eau liquide à la surface.

Amélie Gressier a utilisé le spectre de 18 exoplanètes dont le rayon est inférieur à 6 rayons terrestres et pour lesquelles un spectre entre 1,1 et 1,7 microns a été mesuré par le HST. On trouve une atmosphère autour de 8 de ces exoplanètes. Pour les 10 autres exoplanètes, on ne sait pas s’il y a un atmosphère ou non : il pourrait y avoir des nuages en altitude ou de la brume qui cache ce qui se passe en dessous.

Pour ces 8 exoplanètes observées par le HST autour desquelles on a trouvé une atmosphère, on essaye de modéliser leur atmosphère. On utilise des modèles qui incluent la radiation et la convection, avec différents scénarios atmosphériques. Pour reproduire avec les modèles ce qu’on observe avec le HST, on a besoin de rajouter des nuages dans l’atmosphère.

Par ailleurs, on est capables de dire qu’il y a de l’eau, mais on ne sait pas combien il y en a. En particulier, on ne sait pas faire la différence entre une atmosphère d’hydrogène et d’hélium (donc très étendue) avec des nuages, et une atmosphère plus tassée avec beaucoup d’eau.

On attend de pouvoir utiliser les données des futurs observatoires, car pour l’instant, c’est un peu compliqué de faire des statistiques sur les exoplanètes alors qu’on a à peine une dizaine d’exemples ! En plus, les données issues de différents observatoires ont des barres d’erreurs différentes, donc c’est pas toujours possible de les comparer directement.

Photochimie des atmosphères planétaires et modèles climatiques

On commence par construire un modèle d’atmosphère planétaire. Avant de l’appliquer à des exoplanètes, on commence par l’appliquer à la Terre, pour voir si ça fait n’importe quoi. On constate que la photo-chimie de l’ozone est importante à prendre en compte si on veut obtenir des résultats réalistes.

Yassin Jaziri considère la planète TRAPPIST-1e. Le flux en UV et en lumière visible provenant de l'étoile TRAPPIST-1 est différent de celui que reçoit la Terre. De plus, c’est toujours le même côté de TRAPPIST-1e qui est tourné vers son étoile – elle est en rotation synchrone – et son obliquité est nulle (alors qu’elle est de 23,5° pour la Terre). La photochimie n’est donc pas la même sur Terre et sur TRAPPIST-1e.

S’il y a de l’ozone sur TRAPPIST-1e, est-ce qu’on pourra l’observer avec le JWST ? Pour répondre à cette question, on simule l’atmosphère de cette exoplanète avec de l’ozone. Puis on construit le spectre qui serait mesuré par le JWST s’il observait cette atmosphère simulée. Enfin, on essaye de retrouver la signature de l’ozone dans ces spectres simulés. Pour cette dernière étape, on teste quatre modèles différents, et on constate qu’on ne parvient à isoler la signature de l’ozone que si on utilise un modèle avec une atmosphère en plusieurs couches.

À travers cette exercice avec des données simulées, on constate qu’il y aura beaucoup de bruit dans les données. En empilant plusieurs transits, on peut réduire ce bruit, mais pour détecter de façon fiable la signature de l’ozone dans les données du JWST, il faudrait empiler entre 50 et 100 transits. C’est beaucoup trop par rapport au temps pendant lequel le JWST pourra être utilisé pour ces mesures : le JWST ne va observer que 3 à 5 transits pour quelques unes des planètes autour de TRAPPIST-1.

Heureusement, d’autres éléments – par exemple la molécule CO – peuvent être plus faciles à observer et nécessitent beaucoup moins de transits pour être détectables.

Des travaux futurs s’intéresseront plus particulièrement aux couches les plus externes de l’atmosphère : la thermosphère et l’exosphère.

Enfin, il serait intéressant par la suite d’intégrer aussi la variabilité stellaire dans les modèles.

Échappement atmosphérique planétaire dans les systèmes T Tauri

William Dethier cherche des planètes naissantes dans les disques protoplanétaires autour d'étoiles de type T Tauri. Pour ce faire, il modélise les interactions entre une étoile, son disque protoplanétaire et une possible planète.

Lors d’un transit, l’atmosphère va absorber une partie du flux stellaire, ce qui va produire des signatures observables.

Dans le spectre d’un transit d’exoplanète, on peut voir l’effet de l’assombrissement centre-bord et de la vitesse de rotation de l'étoile. À cause de ces effets, le spectre varie en fonction de où l’exoplanète se trouve par rapport au disque stellaire.

Dans ce schéma, on voit l’allure d’une raie d’absorption en fonction de l’endroit sur le disque stellaire que l’on observe. Quand il n’y a pas d’exoplanète en transit, on voit la somme de toutes ces raies. Mais lorsqu’une exoplanète est en transit, elle ne va bloquer la lumière que d’une petite partie du disque, ce qui changera la forme du spectre.

Activité et champ magnétique dans les étoiles de faible masse. Impact sur la détection d’exoplanètes

À la surface des étoiles, des taches peuvent se former et durer plusieurs jours. Lorsque l'étoile tourne sur elle-même, ces taches vont périodiquement réduire la luminosité de l'étoile, comme le ferait une planète en transit. Ce qui amène la question : Comment faire la différence entre une tache stellaire et une exoplanète en résonnance 1:1 (i.e. dont la période orbitale est la même que la période de rotation de l'étoile) ? Pour répondre à cette question, il est important de bien comprendre l’activité stellaire.

Différents types d'étoiles auront une activité différente. Par exemple, les étoiles de type M (les naines rouges) ont une activité qui ne ressemble pas à l’activité des étoiles de type G (comme notre Soleil). On ne peut donc pas se contenter d'étudier l’activité de notre Soleil pour comprendre l’activité des autres étoiles.

Les étoiles sont des objets célestes dynamiques avec des perturbations qui se produisent à toutes les échelles de temps :

• les éruptions -> heures
• les taches -> jours
• les cycles d’activité -> années Toutes ces perturbations sont le plus souvent liées au champ magnétique de l'étoile. D’ailleurs, jusque dans les années 70, on utilisait l’activité des étoiles comme mesure indirecte de leur champ magnétique.

Depuis les années 70, on peut utiliser l’effet Zeeman et mesurer la polarisation de la lumière de l'étoile pour en déduire la direction du champ magnétique.

La présence de structures à la surface de l'étoile va modifier le flux et la forme des raies d’absorption. Mais l’activité stellaire aura plus d’effet aux longueurs d’onde courtes, alors que la présence d’une exoplanète aura le même effet à toutes les longueurs d’onde. Cette différence est un indice qui permet de distinguer une tache stellaire d’une exoplanète en transit. En plus, la variation de luminosité de l'étoile causée par le passage d’une planète sera beaucoup plus régulière que celle causée par de l’activité de l'étoile.

Lorsqu’on détecte des exoplanètes avec la méthode des vitesses radiales, on regarde généralement de combien les raies d’absorption sont décalées en moyenne. Mais regarder chaque raie individuellement pourrait nous donner des informations supplémentaires. En effet, chaque raie va être plus ou moins sensible à l’activité stellaire.

Détection optimale et robuste d’exoplanètes par vitesse radiale

Lorsque l’on détecte une exoplanète avec la méthode des vitesses radiales, alors la courbe de la vitesse radiale de l'étoile est bien sinusoïdale. Mais si l’orbite est elliptique, alors cette courbe est asymétrique. En regardant la forme de la courbe de vitesse radiale, on peut donc en déduire la forme de l’orbite de la planète.

Néanmoins, plusieurs facteurs peuvent rendre plus difficile la mesure de la vitesse radiale de l'étoile :

• l’activité stellaire
• l’effet Doppler
• le décalage vers le bleu lié à la convection à la surface de l'étoile

À partir d’une courbe de vitesses radiales, il y a deux méthodes pour retrouver une planète :

• la méthode du périodogramme : on cherche les pics les plus élevés dans le périodogramme (qui représente l’importance de chaque période dans le signal)
• la méthode du Bayes factor : on considère la probabilité d’avoir $n$ plutôt que $n+1$ planètes dans le signal

Une des limites de la méthode de Bayes, c’est que la méthode peut détecter des planètes sans que l’on soit capables d’associer une période orbitale à cette planète. Et c’est difficile d’annoncer qu’on a découvert une planète, mais qu’on ne connaît pas sa période !

Nathan Hara développe une nouvelle méthode pour détecter la présence d’une planète à partir de la vitesse radiale d’une étoile. Cette méthode consiste à utilise une fenêtre glissante sur le périodogramme. Dans chaque fenêtre, on estime la probabilité qu’il y ait une planète dont la période est dans la fenêtre.

C’est possible de démontrer que cette méthode est optimale pour détecter des exoplanètes… à condition que le modèle utilisé soit bon.

Transport des éléments chimiques : impact sur la structure interne

Observer l’abondance des éléments chimiques à la surface d’une étoile ne suffit pas à connaître l’abondance des éléments chimiques avec lesquels l'étoile s’est formée. En effet, différents éléments chimiques vont s’accumuler dans différentes parties de l'étoile. Or connaître l’abondance des éléments avec lesquelle une étoile s’est formée permet de mieux contraindre les modèles de formation des exoplanètes autour de cette étoile.

À l’intérieur des étoiles, les mouvements de matière à grande échelle (par exemple la convection) vont transporter tous les éléments chimiques de la même façon. Ces phénomènes sont généralement bien pris en compte dans les modèles. Mais il y a aussi d’autres processus liés aux gradients de température, de pression ou d’abondance relative qui vont favoriser le déplacement de certains éléments plutôt que d’autres. Ces processus ne sont pas toujours pris en compte par les modèles d'évolution stellaire.

Dans la zone radiative, la gravité fait tomber les ions – un processus appelé triage gravitationnel. L’accélération radiative provoque l’accumulation de certains éléments à la surface de l'étoile et influe sur les abondances de surface des différents éléments. Cette accélération radiative a des effets non négligeables et ne doit pas être exclue des modèles (comme c’est souvent le cas jusqu'à présent) si on veut obtenir des résultats représentatifs. En effet, si on estime l’age d’une étoile sans prendre en compte l’accélération radiative, on peut se tromper de 15% !

Dans une étoile comme le Soleil, l’abondance relative des atomes de carbone, d’azote et d’oxygène est principalement régie par la gravité, et l’accélération radiative a peu d’effet. Mais pour les atomes d’aluminium et de fer, l’accélération radiative domine et ces éléments peuvent s’accumuler près de la surface de l'étoile. Ainsi, différentes éléments chimiques se déplacent de façon différente à l’intérieur de l'étoile.

Pour d’autres types d'étoiles, on observera le même type de phénomène, mais avec des éléments chimiques différents.

L’accélération radiative peut être étudié par l’intermédiaire de l’astérosismologie.

La rotation stellaire peut aussi agir sur le transport d'éléments chimiques à l’intérieur d’une étoile. Est-ce que les effets de diffusion sont toujours importants quand on a de la circulation méridionale ?

Lorsque l’on construit des modèles qui prennent en compte la diffusion et la circulation, on trouve une sur-abondance d’hélium par rapport aux observations. Il manque donc des processus de transport pour pleinement décrire ce qui se passe à l’intérieur d’une étoile.

En ce qui concerne notre propre Soleil, on pense qu’il a perdu 10% de ses métaux (i.e. des éléments plus lourds que l’hélium) depuis sa formation. Mais on ne sait pas (encore) par quels mécanismes.

Paramètres des étoiles M avec SPIRou

Pour trouver des exoplanètes, on essaye de mieux caractériser les étoiles autour desquelles elles orbitent. En effet, l’activité d’une étoile peut cacher la présence d’une planète. Mais si on est capable de soustraire l’activité stellaire des données, ça peut dévoiler la présence d’une exoplanète.

C’est autour des étoiles de type M qu’on a le plus de chance de trouver une exoplanète habitable (ça ne veut pas dire qu’elle serait effectivement habitée, juste que l’eau a une chance d'être liquide à la surface). En effet, les étoiles M sont plus petites et plus froides que le Soleil, donc leur zone habitable est plus rapprochée. Or c’est les planètes les plus proches de leur étoile qui sont les plus faciles à détecter.

Lorsqu’on observe le spectre d’une étoile depuis le sol, il y a des raies d’absorption dans le spectre qui sont provoquées par notre atmosphère. En particulier, notre atmosphère est riche en eau, donc s’il y avait une raie d’absorption de l’eau dans un spectre d'étoile, alors on ne la verrait pas car elle serait cachée par l’atmosphère terrestre.

Paul Cristofari a étudié 12 étoiles de référence. Il les a choisi de sorte qu’elles ait le moins d’activité possible, avec des paramètres connus grâce à d’autres études et une température comprise entre 2950 et 3850 K. Puis il a comparé leurs spectres à un jeu de spectres synthétiques générés avec des modèles stellaires. Enfin, pour chaque étoile, il choisit le spectre synthétique qui ressemble le plus au spectre réel, afin d’en déduire les paramètres des étoiles. C’est une méthode dite de template fitting.

On peut ensuite comparer les paramètres obtenus par template fitting avec les paramètres obtenus par d’autres méthodes. On s’apperçoit qu’il y a encore des choses à améliorer. Selon les modèles utilisés pour générer les spectres synthétiques, on obtien des résultatas différents : PHOENIX a tendance à surestimer les paramètres alors que MARCS a tendance à sousestimer les paramètres, bien qu’on ne sache pas d’où viennent ces différences.

Il reste encore à répondre à la question « Quel jeu de spectres synthétiques vaut-il mieux utiliser pour obtenir des paramètres correctes ? ».

SPIRou & SOPHIE pour observer GI 388

L'étoile GI 388, aussi connue sous le nom de AD Leo est une étoile très active. Elle a été observé plusieurs fois par des instruments différents et s’est retrouvée au cœur d’une controverse au sujet de la présence ou non d’une planète autour.

• 2008 : ESPADONS/NARVAL observe son champ magnétique par spectropolarimétrie
• 2013 : HARPS observe la vitesse radiale de l'étoile dans le domaine optique et détecte une signature dans le périodogramme. Cette signature est liée à l’activité de l'étoile plutôt qu'à une planète
• 2018 : Des observations faites avec MOST + HIRES + HARPS révèlent une signature avec une période de 2,2 jours. Cette signature ne peut pas être modélisée avec seulement l’activité de l'étoile. C’est donc qu’il doit y avoir une planète.
• 2019 : Avec HARPS + SOPHIE, on trouve que l’amplitude du signal est variable. Ce n’est pas le genre de comportement qu’on verrait s’il s’agissait seulement d’une planète
• 2020 : Les observations faites avec SPIRou (fun fact : le premier objet observé avec cet instrument, c’est justement AD Leo, en avril 2018) montrent qu’il n’y a pas de planète avec une période de 2,2 jours. Et cette fois-ci, on en est sûrs et certains.

GI 388 est très active, avec un champ magnétique qui évolue sur une période de 2,2 jours et le champ magnétique est utile pour détermine la période de rotation de l'étoile.

Activité stellaire : du bruit pour la détection des exoplanètes

On connait très peu de petites exoplanètes de longue période orbitale (i.e. des exoplanètes avec des paramètres semblables à ceux de la Terre). Celles qu’on connaît son autour d'étoiles de type M (i.e. petites et froides), pas autour d'étoiles de type solaire.

Lorsqu’on étudie des exoplanètes avec la méthode des vitesses radiales, il y a une limite sur le type d’exoplanètes que l’on peut découvrir. Jusqu'èn 2010, on découvrait des exoplanètes de plus en plus petites au fur et à mesure de l’amélioration des moyens d’observation. Mais depuis, la masse minimale des exoplanètes détectées stagne. En effet, leur signal est caché par celui de l’activité de l'étoile.

Entre granulation, pulsations, spots faculae, flares, circulation méridienne et autres, la signature de l’activité d’une étoile peut être complexe donc difficile à modéliser. Ainsi, il est difficile d’extraire l’activité stellaire dans les courbes de vitesse radiale afin d’isoler la signature d’une ou de plusieurs planètes.

À l’inverse, l’activité stellaire peut aussi être à l’origine de faux positifs en matière de détection d’exoplanètes. La supergranulation notamment produit un signal à la même fréquence que le ferait une exoplanète semblable à la Terre.

Par exemple, en 2013, on a cru découvrir une exoplanète autour d’une étoile de type G2V (comme notre propre Soleil). Quelques années plus tard, on a compris qu’en fait, il n’y avait pas d’exoplanète, seulement de l’activité stellaire. Idem en 2012 autour d’une étoile de type K1V, jusqu'à ce qu’on comprenne en 2015 qu’il s’agissait d’activité stellaire.

À cause de ces limites, si on était ailleurs dans la Galaxie, on ne serait pas capables de détecter la Terre autour du Soleil.

L’activité stellaire peut ainsi être considérée comme un bruit qui empêche la détection d’exoplanètes. Afin d'éliminer ce bruit, on veut mieux comprendre et modéliser l’activité stellaire.

Les observatoires Kepler et TESS ont permis de faire des statistiques sur la photométrie des étoiles. On connaît ainsi la période de rotation de centaines de milliers d'étoiles. En outre, la granulation à la surface des étoiles est bien comprise grâce aux modèles 3D de magnétohydrodynamique.

Masse des deux exoplanètes en orbite autour de la jeune étoile AU Mic

AU Mic est une jeune étoile variable dans la constellation du Microscope autour de laquelle on a découvert deux exoplanètes. C’est un système un peu particulier : c’est une vue d’artiste de cette étoile sur l’affiche de la conférence Exosystèmes (et qui illustre l’en-tête de cet article). C’est aussi un systèm très jeune, avec moins de 50 millions d’années, donc très actif.

Avec SPIRou, on a trouvé deux exoplanètes de type un peu moins massives que Neptune. La première fait 11,7 fois la masse de la Terre et la deuxième fait 22,2 fois la masse de la Terre. On connaît également leurs densités : 0,87 et 3,66 g/cm³ respectivement. Ces valeurs sont en contradiction avec les modèles standards de formation planétaire, ce qui amène la question « Que s’est-il passé ? Y a-t-il eu un impact géant ? ».

Entre 2020 et 2021, l’instrument HARPS l’a observée 88 fois. On a ainsi constaté que cette étoile a des éruptions très fréquentes.

En 2019, avec des observations en lumière infrarouge, on a constaté différentes bandes de l'étoile tournent à des vitesses différentes – ce qu’on appelle de la rotation différentielle. Mais en observant AU Mic en lumière visible en 2020, on n’a pas trouvé de rotation différentielle. On ne sait pas pourquoi ces deux observations ont donné des résultats différents. Est-ce parce qu’on n’est pas sensible aux même processus en lumière visible et en infrarouge ? Est-ce que l'étoile a évoluée et sa rotation est devenue uniforme ?

On pense avoir détecté des interactions entre l'étoile et la plus petite des exoplanètes en orbite autour. Il est possible que cette exoplanète soit à l’intérieur de la surface d’Alfvén de l'étoile et que leurs deux magnétosphères interagissent.

Il sera intéressant d’observer cette étoile avec le JWST.

Champs magnétiques variables dans le temps avec l’imagerie Zeeman-Doppler

On sait que le champ magnétique des étoiles peu massives génère des taches et des erruptions, mais les processus sous-jacents sont encore mal expliqués.

Grace à l’effet Zeeman, on peut connaître la valeur du champ magnétique global. Mais si on veut pouvoir cartographier la répartition de ce champ magnétique, on a besoin d’une méthode indirecte : la méthode Zeeman-Doppler. Cette méthode est inspirée de techniques d’imagerie médicale en 3D.