Search and characterisation of planets around M dwarfs
Recherche et étude de planètes autour des naines M
Résumé
In a decade of hunt for extrasolar planetary systems about 170 exoplanets have been found to orbit almost 150 stars. My thesis takes place in this new field of astrophysics by looking for planets around M dwarfs. These stars are very-low mass stars, and hence this work focuses on the caracterisation of the formation of planets depending on the host stars mass.
First, I describe the paradigm of the planetary formation, on one hand by giving the statistical properties of the already detected systems and, on the other hand with a description of the standard model. Next I review different methods for the detection of exoplanets, with a particular stress on the radial-velocities method, its advantages and drawbacks. It is this last method we use for our different research programmes. Afetr what, I describe our stars samples and the obtained precisions according to the used instruments. From these programmes I present a detection of a planet with the mass of Neptune orbiting a M dwarf as well as the identification of a star which displays a spot on its surface. These two results, presented in a concurrent way, allow me to explain how it is possible to descriminate the signal induced by an exoplanet from false detections.
Because in the case of sun-like stars a strong correlation is observed between the occurence of planets and the metal content of host stars, a part of my thesis is devoted to the study of the metallicity for M dwarfs.
Finally, the last part of my work aims to estimate the frequency of giant planets orbiting M dwarfs. This is done through a comparison of our gathered data with output from numerical simulations. The computed frequency is analysed to the light of our determination of M-dwarf metallicity.
First, I describe the paradigm of the planetary formation, on one hand by giving the statistical properties of the already detected systems and, on the other hand with a description of the standard model. Next I review different methods for the detection of exoplanets, with a particular stress on the radial-velocities method, its advantages and drawbacks. It is this last method we use for our different research programmes. Afetr what, I describe our stars samples and the obtained precisions according to the used instruments. From these programmes I present a detection of a planet with the mass of Neptune orbiting a M dwarf as well as the identification of a star which displays a spot on its surface. These two results, presented in a concurrent way, allow me to explain how it is possible to descriminate the signal induced by an exoplanet from false detections.
Because in the case of sun-like stars a strong correlation is observed between the occurence of planets and the metal content of host stars, a part of my thesis is devoted to the study of the metallicity for M dwarfs.
Finally, the last part of my work aims to estimate the frequency of giant planets orbiting M dwarfs. This is done through a comparison of our gathered data with output from numerical simulations. The computed frequency is analysed to the light of our determination of M-dwarf metallicity.
En une décade la recherche de systèmes planétaires a fournit environ 170 exoplanètes en orbites autour de presque 150 étoiles. Mon travail de thèse s'inscrit dans ce nouveaux champ de l'astrophysique en cherchant les planètes autour des naines M. Ces étoiles sont des étoiles de très faibles masses, ce travail tente donc de caractériser la formation planétaire pour le domaine des petites masses stellaires.
Dans un premier temps j'appréhende le paradigme de la formation planétaire en exposant les propriétés statistiques des systèmes détectés d'une part et le modèle standard d'autre part. Je m'intéresse aux méthodes de détection, avec une attention toute particulière pour la méthode des vitesses radiales, ses atouts et ses limitations. C'est cette dernière méthode que nous employons pour nos différents programmes de recherche. Après une description de nos échantillons et des précisions obtenues avec chacun des instruments utilisés, je présente la détection d'une planète de la masse de Neptune en orbite autour d'une naine M. De manière concurrente j'analyse aussi une étoile dont le signal mesuré est vraisemblablement causé par l'activité stellaire. Ce parallèle me permet d'expliquer comment nous différencions un signal induit par une planète des fausses détections.
Parce que pour les étoiles de type solaire le taux d'étoiles-à-planètes est une fonction fortement croissante avec la teneur en métaux des étoiles, une partie de ma thèse est ensuite consacrée à l'analyse de la métallicité des naines M.
Enfin, la dernière partie du manuscrit est consacrée à une étude statistique qui borne précisément la fréquence de planètes géantes en orbite autour de naines M. Le faible taux mesuré est regardé à la lumière de notre étude sur la métallicité des naines M.
Dans un premier temps j'appréhende le paradigme de la formation planétaire en exposant les propriétés statistiques des systèmes détectés d'une part et le modèle standard d'autre part. Je m'intéresse aux méthodes de détection, avec une attention toute particulière pour la méthode des vitesses radiales, ses atouts et ses limitations. C'est cette dernière méthode que nous employons pour nos différents programmes de recherche. Après une description de nos échantillons et des précisions obtenues avec chacun des instruments utilisés, je présente la détection d'une planète de la masse de Neptune en orbite autour d'une naine M. De manière concurrente j'analyse aussi une étoile dont le signal mesuré est vraisemblablement causé par l'activité stellaire. Ce parallèle me permet d'expliquer comment nous différencions un signal induit par une planète des fausses détections.
Parce que pour les étoiles de type solaire le taux d'étoiles-à-planètes est une fonction fortement croissante avec la teneur en métaux des étoiles, une partie de ma thèse est ensuite consacrée à l'analyse de la métallicité des naines M.
Enfin, la dernière partie du manuscrit est consacrée à une étude statistique qui borne précisément la fréquence de planètes géantes en orbite autour de naines M. Le faible taux mesuré est regardé à la lumière de notre étude sur la métallicité des naines M.
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