Search and characterisation of planets around M dwarfs – #1 PhD Thesis Database

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Search and characterisation of planets around M dwarfs

The thesis was published by Bonfils, Xavier, in January 2006, Université Grenoble Alpes.


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.

En une d√©cade la recherche de syst√®mes plan√©taires a fournit environ 170 exoplan√®tes en orbites autour de presque 150 √©toiles. Mon travail de th√®se s’inscrit dans ce nouveaux champ de l’astrophysique en cherchant les plan√®tes autour des naines M. Ces √©toiles sont des √©toiles de tr√®s faibles masses, ce travail tente donc de caract√©riser la formation plan√©taire pour le domaine des petites masses stellaires. Dans un premier temps j’appr√©hende le paradigme de la formation plan√©taire en exposant les propri√©t√©s statistiques des syst√®mes d√©tect√©s d’une part et le mod√®le standard d’autre part. Je m’int√©resse aux m√©thodes de d√©tection, avec une attention toute particuli√®re pour la m√©thode des vitesses radiales, ses atouts et ses limitations. C’est cette derni√®re m√©thode que nous employons pour nos diff√©rents programmes de recherche. Apr√®s une description de nos √©chantillons et des pr√©cisions obtenues avec chacun des instruments utilis√©s, je pr√©sente la d√©tection d’une plan√®te de la masse de Neptune en orbite autour d’une naine M. De mani√®re concurrente j’analyse aussi une √©toile dont le signal mesur√© est vraisemblablement caus√© par l’activit√© stellaire. Ce parall√®le me permet d’expliquer comment nous diff√©rencions un signal induit par une plan√®te des fausses d√©tections.Parce que pour les √©toiles de type solaire le taux d’√©toiles-√†-plan√®tes est une fonction fortement croissante avec la teneur en m√©taux des √©toiles, une partie de ma th√®se est ensuite consacr√©e √† l’analyse de la m√©tallicit√© des naines M.Enfin, la derni√®re partie du manuscrit est consacr√©e √† une √©tude statistique qui borne pr√©cis√©ment la fr√©quence de plan√®tes g√©antes en orbite autour de naines M. Le faible taux mesur√© est regard√© √† la lumi√®re de notre √©tude sur la m√©tallicit√© des naines M.

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