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 M_Jup 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 M_Jup sur une orbite de demi-grand axe 0.0968±0.0032 au (période
orbitale 10.79±0.14 d). Ces détections suggèrent que la migration de type II dans le disque est
efficace pour générer des hJs nouveau-nés, et que les hJs sont peut-être plus fréquents autour des
étoiles jeunes qu’autour des étoiles matures, ou que l’échantillon MaTYSSE est biaisé vers les étoiles
hôtes de hJs.
Nos RVs de V410 Tau excluent la présence d’un compagnon de masse Jovienne en-deçà de
~0.1 au, ce qui suggère que la formation de hJs est peut-être inhibée par l’épuisement précoce du
disque circumstellaire, qui pour V410 Tau aurait été causé par le compagnon stellaire, une naine
M orbitant à quelques dizaines de au de l’étoile. |
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 M_Jup 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 M_Jup on an orbit of semi-major
axis 0.0968±0.0032 au (orbital period 10.79±0.14 d). These detections suggest that type II disc
migration is efficient at generating newborn hJs, and that hJs may be more frequent around young
stars than around mature stars, or the MaTYSSE sample is biased towards hJ-hosting stars.
Our V410 Tau RVs exclude the presence of a Jupiter-mass companion below ~0.1 au, which
is suggestive that hJ formation may be inhibited by the early depletion of the circumstellar disc,
which for V410 Tau may have been caused by the M dwarf stellar companion orbiting a few tens
of au away. |