Using the Gemini Planet Imager located at Gemini South, we measured the near-infrared (1.0-2.4 mu m) spectrum of the planetary companion to the nearby, young star beta. Pictoris. We compare the spectrum obtained with currently published model grids and with known substellar objects and present the best matching models as well as the best matching observed objects. Comparing the empirical measurement of the bolometric luminosity to evolutionary models, we find a mass of 12.9. +/- 0.2. M-Jup, an effective temperature of 1724. +/- 15 K, a radius of 1.46. +/- 0.01. R-Jup, and a surface gravity of log g = 4.18. 0.01 [dex] (cgs). The stated uncertainties are statistical errors only, and do not incorporate any uncertainty on the evolutionary models. Using atmospheric models, we find an effective temperature of 1700-1800 K and a surface gravity of log g = 3.5-4.0 [dex] depending upon the model. These values agree well with other publications and with "hot-start" predictions from planetary evolution models. Further, we find that the spectrum of beta Pic. b best matches a low surface gravity L2. +/- 1 brown dwarf. Finally, comparing the spectrum to field brown dwarfs, we find the the spectrum best matches 2MASS J04062677- 381210 and 2MASS J03552337 + 1133437.

We investigate whether varying the dust composition (described by the optical constants) can solve a persistent problem in debris disk modeling-the inability to fit the thermal emission without overpredicting the scattered light. We model five images of the beta Pictoris disk: two in scattered light from the Hubble Space Telescope (HST)/Space Telescope Imaging Spectrograph at 0.58 mu m and HST/Wide Field Camera 3 (WFC 3) at 1.16 mu m, and three in thermal emission from Spitzer/Multiband Imaging Photometer for Spitzer (MIPS) at 24 mu m, Herschel/PACS at 70 mu m, and Atacama Large Millimeter/submillimeter Array at 870 mu m. The WFC3 and MIPS data are published here for the first time. We focus our modeling on the outer part of this disk, consisting of a parent body ring and a halo of small grains. First, we confirm that a model using astronomical silicates cannot simultaneously fit the thermal and scattered light data. Next, we use a simple generic function for the optical constants to show that varying the dust composition can improve the fit substantially. Finally, we model the dust as a mixture of the most plausible debris constituents: astronomical silicates, water ice, organic refractory material, and vacuum. We achieve a good fit to all data sets with grains composed predominantly of silicates and organics, while ice and vacuum are, at most, present in small amounts. This composition is similar to one derived from previous work on the HR 4796A disk. Our model also fits the thermal spectral energy distribution, scattered light colors, and high-resolution mid-IR data from T-ReCS for this disk. Additionally, we show that sub-blowout grains are a necessary component of the halo.

A principal scientific goal of the Gemini Planet Imager (GPI) is obtaining milliarcsecond astrometry to constrain exoplanet orbits. However, astrometry of directly imaged exoplanets is subject to biases, systematic errors, and speckle noise. Here, we describe an analytical procedure to forward model the signal of an exoplanet that accounts for both the observing strategy (angular and spectral differential imaging) and the data reduction method (Karhunen-Loeve Image Projection algorithm). We use this forward model to measure the position of an exoplanet in a Bayesian framework employing Gaussian processes and Markov-chain Monte Carlo to account for correlated noise. In the case of GPI data on beta Pic b, this technique, which we call Bayesian KLIP-FM Astrometry (BKA), outperforms previous techniques and yields 1 sigma errors at or below the one milliarcsecond level. We validate BKA by fitting a Keplerian orbit to 12 GPI observations along with previous astrometry from other instruments. The statistical properties of the residuals confirm that BKA is accurate and correctly estimates astrometric errors. Our constraints on the orbit of beta Pic b firmly rule out the possibility of a transit of the planet at 10-sigma significance. However, we confirm that the Hill sphere of beta Pic b will transit, giving us a rare chance to probe the circumplanetary environment of a young, evolving exoplanet. We provide an ephemeris for photometric monitoring of the Hill sphere transit event, which will begin at the start of April in 2017 and finish at the end of January in 2018.

L'étude de l'environnement circumstellaire des étoiles de la Séquence Principale concerne la plus grande partie des étoiles ;elle est en outre étroitement liée aux études connexes de la formation des étoiles et des systèmes planétaires. Cependant, l'approche observationnelle est rendue difficile par la très faible luminosité des milieux circumstellaires. Elle requiert donc une grande sensibilité ainsi qu'une haute résolution spatiale. D'une part, j'ai étudié l'applicabilité et l'efficacité de certains moyens observationnels pour cette étude. Cela m'a conduit en particulier à discuter les possibilités théoriques et réelles de la coronographie stellaire associée à l'optique adaptative, ainsi que celles de l'interférométrie optique et infrarouge. D'autre part, j'ai poursuivi l'étude d'environnements circumstellaires par de nouvelles observations. La spectroscopie tout d'abord a permis d'approfondir l'analyse de la composante circumstellaire gazeuse du prototype Beta Pictoris. En imagerie ensuite, à l'aide de la technique de coronographie avec optique adaptative, j'ai cherché à détecter la lumière diffusée par la poussière autour de cette étoile et d'autres candidats. Enfin, les observations sont interprétées pour améliorer notre connaissance de la distribution de matériau circumstellaire, ainsi que ses propriétés physiques et chimiques. Ces informations sont alors comparées à d'autres résultats récents, et placées dans une perspective évolutive sur les échelles de temps caractéristiques du système, à partir des résidus de nébuleuse proto-planétaire.

L'étoile beta Pictoris est à l'heure actuelle la seule étoile de la séquence principale autour de laquelle un disque de poussières a été visualise (1984). L'observation de son spectre visible et ultra-violet a révélé la présence de raies en absorption dues à la partie gazeuse du disque. L'étude de cette partie gazeuse a révélé que les raies observées variaient dans le temps: parfois, des composantes additionnelles en absorption, décalées par effet doppler vers les grandes longueurs d'onde y apparaissent. Ces phénomènes sporadiques ont été reliées à la chute vers l'étoile de petit corps de type comètaire vaporisant des éléments métalliques. La dynamique d'ions métalliques évaporés d'un corps parent a été ensuite etudiée, et une modélisation numerique du comportement d'un nuage de ces ions a été entreprise. La simulation a montré que les observations étaient reproduites par le modèle. De plus, la différence de comportement entre les raies visibles et uv a été expliquée. Des contraintes déduites de la simulation ont alors permis de formuler une hypothèse selon laquelle une planète située dans le disque pourrait par perturbations être responsable de la chute d'objets vers l'étoile. Un modèle fondé sur cette hypothèse a été ensuite développé. La simulation qui en a résulté a permis de montrer que si l'orbite de la planète est suffisamment elliptique, des perturbations sont capables d'envoyer un grand nombre de petits objets vers l'étoile. Il est ressorti de cette étude que l'évolution globale, constatée sur quelques années, des raies de beta Pictoris apparaissait comme une conséquence naturelle du modèle. En poursuivant l'étude théorique de ce disque, nous saurons peut-être s'il constitue le premier exemple de système planétaire découvert en dehors du système solaire