Looking for hot Jupiters around young stars
Recherche de Jupiters chauds autour d'étoiles jeunes
Résumé
The past 25 years have seen the detection of about 400 hot Jupiters (hJs), giant exoplanets similar to Jupiter but orbiting their star a hundred times closer than Jupiter does the Sun. These puzzling planets are believed to have formed far from their star before migrating inwards, however the physical processes that drive this orbital transfer are still poorly constrained by observations. This question, essential to our understanding of planetary system formation, has profound implications for the architecture of these systems, and in particular for the probability of forming planets like the Earth in the habitable zone of stars. In order to better constrain the early orbital evolution of planetary systems, we analyze data collected within the frame of the MaTYSSE programme to search for hJs around weak-line T Tauri stars (wTTSs), i.e. very young Sun-like stars that stopped accreting. The main goal of MaTYSSE is to characterize the high magnetic activity of wTTSs. This activity makes hJ detection difficult, indeed, we look for hJs with the velocimetry technique, but the strong presence of magnetic dark spots and bright plages on the surface of wTTSs adds a jitter in the radial velocities (RVs), of much greater amplitude than that expected of a hJ signature. In this thesis, we model the magnetic activity of wTTSs TAP 26 and V410 Tau and filter the activity jitter out of their RVs. We also present the MaTYSSE results for star V830 Tau, for comparison. Using Zeeman-Doppler Imaging on spectropolarimetric data sets to reconstruct surface brightness distributions and magnetic topologies, we derive spot-and-plage coverages of 10 - 18 % and field strengths of 300 - 600 G. All three stars exhibit intrinsic variability not explained by differential rotation. The activity jitter is modelled with two independent methods: deriving it from our ZDI maps, or applying Gaussian Process Regression to the raw RVs. Both methods concur on the detection of a hJ around V830 Tau and another around TAP 26. The ~2 Myr V830 Tau b has a M sin i of 0.57 ± 0.10 MJup and orbits at 0.057 ± 0.001 au from its star (orbital period 4.93 d). Due to the observing window, the orbital period of TAP 26 b cannot be uniquely determined; the case with highest likelihood is a hJ with M sin i = 1.66 ± 0.31 MJup on an orbit of semi-major axis 0.0968 ± 0.0032 au (orbital period 10.79 ± 0.14 d).[...]
Les 25 dernières années ont vu la détection d'environ 400 Jupiters chauds (hJs), exoplanètes géantes semblables à Jupiter mais sur des orbites cent fois plus resserrées. Ces planètes étonnantes se seraient formées loin de leur étoile avant de migrer vers elle, cependant les processus physiques à l'origine de ce transfert orbital sont encore peu contraints par les observations. Cette question, essentielle à notre compréhension de la formation des systèmes planétaires, a de profondes répercussions sur l'architecture de ces systèmes, et en particulier sur la probabilité de former des planètes telles que la Terre dans la zone habitable des étoiles. Afin de mieux contraindre l'évolution orbitale précoce des systèmes planétaires, nous analysons des données recueillies dans le cadre du programme MaTYSSE pour rechercher des hJs autour d'étoiles T Tauri à raies faibles (wTTSs), c'est-à-dire de très jeunes étoiles de type solaire qui n'accrètent plus. L'objectif principal de MaTYSSE est de caractériser l'importante activité magnétique des wTTSs. Cette activité rend la détection de hJs difficile, en effet, nous recherchons des hJs par la technique de vélocimétrie, mais la forte présence de taches sombres et de plages brillantes magnétiques à la surface des wTTSs ajoute une perturbation dans les vitesses radiales (RVs), d'amplitude bien supérieure à celle attendue d'une signature de hJ. Dans cette thèse, nous modélisons l'activité magnétique des wTTSs TAP 26 et V410 Tau et filtrons la perturbation des RVs due à l'activité. Nous présentons également les résultats MaTYSSE sur l'étoile V830 Tau pour comparaison. En utilisant l'imagerie Zeeman-Doppler sur des jeux de données spectropolarimétriques pour reconstruire les distributions surfaciques de brillance et les topologies magnétiques, nous obtenons des couvertures en taches et plages de 10 - 18 % et des champs de 300 - 600 G. Les trois étoiles présentent une variabilité intrinsèque non expliquée par la rotation différentielle. La perturbation RV due à l'activité est modélisée à l'aide de deux méthodes indépendantes : nous la dérivons à partir de nos cartes ZDI, ou nous appliquons la régression par processus gaussiens aux RVs brutes. Les deux méthodes s'accordent sur la détection d'un hJ autour de V830 Tau et d'un autre autour de TAP 26. V830 Tau b, âgé de ~2 Myr, a un M sin i de 0.57 ± 0.10 MJup et orbite à 0.057 ± 0.001 au de son étoile (période orbitale 4.93 d). En raison de la fenêtre d'observation, la période orbitale de TAP 26 b ne peut être déterminée de façon unique ; le cas le plus probable est un hJ avec M sin i = 1.66 ± 0.31 MJup sur une orbite de demi-grand axe 0.0968 ± 0.0032 au (période orbitale 10.79 ± 0.14 d).[...]
Origine : Version validée par le jury (STAR)
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