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dc.contributor.advisorLafrenière, David
dc.contributor.authorBaron, Frédérique
dc.date.accessioned2019-11-27T20:49:35Z
dc.date.availableNO_RESTRICTIONfr
dc.date.available2019-11-27T20:49:35Z
dc.date.issued2019-10-30
dc.date.submitted2018-12
dc.identifier.urihttp://hdl.handle.net/1866/22670
dc.subjectNaine brunefr
dc.subjectExoplanètefr
dc.subjectÉtoile jeunefr
dc.subjectImageriefr
dc.subjectBrown dwarffr
dc.subjectExoplanetfr
dc.subjectYoung starfr
dc.subjectImagingfr
dc.subject.otherPhysics - Astronomy and Astrophysics / Physique - Astronomie et astrophysique (UMI : 0606)fr
dc.titleRecherche de compagnons de type Jupiter à très grandes séparations autour d’étoiles jeunes dans le voisinage solairefr
dc.typeThèse ou mémoire / Thesis or Dissertation
etd.degree.disciplinePhysiquefr
etd.degree.grantorUniversité de Montréalfr
etd.degree.levelDoctorat / Doctoralfr
etd.degree.namePh. D.fr
dcterms.abstractThe main goal of this PhD thesis is to search for exoplanets on wide orbits around young stars using the direct-imaging technique. These exoplanets are of high interest for several reasons. Firstly, as they are far from their host star, they can be studied as if they were isolated objects without the need for sophisticated imaging and data analysis techniques. In some cases, a high resolution spectrum can be acquired to learn more about them. Also, contrary to isolated objects of similar masses, their age and distance can be easily inferred from those of their host star. It is thus interesting to probe around stars for which those characteristics are well known, as they are crucial to infer the masses of exoplanets. As a first step, the results from a search for giant planets on wide orbits are described. A sample of 177 stars member of known young associations inside 70 pc of the Sun were observed using the Canada-France-Hawaii telescope, the Gemini-Sud observatory and the space telescope Spitzer. The observations reached a good completeness down to masses as low as 2 MJup at separations between 1000 and 5000 AU. Four candidate planets were detected, but they were identified as background objects using follow-up observations. A frequency of planets per star was inferred from the survey, such that less than 3% of the stars have at least one planet with masses 1–13MJup at separations of 1000–5000 AU, with a 95% confidence level. The next step was to combine several archival direct-imaging surveys to the study presented above. A sample of 344 unique stars all confirmed members of young associations was obtained. A Bayesian and Markov chain Monte Carlo analysis was realised to constrain the frequency of companions as well as the distribution of giant planets with masses between 1 and 20 MJup at separations 5-5000 AU. It was inferred from this analysis that 2.17+6.85−1.40%, 0.3+2.6 −0.1%, and 2.61+6.97−1.00% of stars have at least a planet of mass 1-20MJup at separations of 20–1000 AU, 1000–5000 AU and 20–5000 AU, respectively. Furthermore, assuming that the mass and orbital distribution of giant planets follows a power-law such as d2n ∝ fM^αa^βdMda, the parameters can be constrained to α = −0.08+0.75−0.63 and β = −1.41+0.22−0.24, with a 68% confidence level, with a corresponding planetary fraction per stars f = 0.12+0.11−0.06. A dependency over the mass of the host star was then added to the distribution such as d2n ∝ M^αa^β(M⋆/M⊙)^γdMda. In this case, α = −0.18+0.77−0.65, β = −1.43+0.23−0.24, γ = 0.62+0.56−0.50 and f = 0.11+0.11−0.05, with a 68% confidence level.fr
dcterms.abstractCette thèse a pour objectif principal de rechercher des exoplanètes de type géantes à grandes séparations autour d’étoiles jeunes à l’aide de la technique d’imagerie directe. Ces exoplanètes sont particulièrement intéressantes pour plusieurs raisons. D’abord, comme elles sont loin de leurs étoiles, elles peuvent être étudiées comme si elles étaient isolées et il est donc possible, dans certains cas, d’obtenir un spectre à haute résolution de ces planètes. De plus, contrairement aux objets isolés de masses similaires, l’âge et la distance d’une planète peuvent être déduits de ceux de son étoile hôte. Dans ce cas, il est très intéressant d’étudier les étoiles pour lesquelles ces caractéristiques sont bien connues, puisqu’il s’agit de données cruciales afin d’estimer la masse des planètes. Dans un premier temps, les résultats d’une recherche de planètes géantes à grandes séparations sont présentés. Les 177 étoiles appartenant à des associations cinématiques jeunes à l’intérieur d’une distance de 70 pc du Soleil ont été observées avec le télescope Canada-France-Hawaii, le télescope Gemini-Sud, ainsi qu’avec le télescope spatial Spitzer. Ces observations ont permis d’atteindre une bonne complétude jusqu’à des masses aussi basses que 2MJup à des séparations entre 1000–5000 UA. Quatre candidates ont été détectées, mais les observations de suivi ont permis de montrer qu’il s’agissait d’objets d’arrière-plan. Les résultats permettent toutefois de montrer que moins de 3% des étoiles ont au moins une planète de masse entre 1 à 13 MJup à des séparations entre 1000 et 5000 UA, à un niveau de crédibilité de 95%. Ensuite, les données d’archives de plusieurs relevés en imagerie directe ont été combinées à celles de l’étude mentionnée ci-haut afin d’obtenir un échantillon contenant 344 étoiles toutes membres confirmées d’associations jeunes. Une analyse statistique utilisant de l’inférence bayésienne ainsi que des chaînes de Markov Monte Carlo a été réalisée afin de contraindre la fréquence de compagnons ainsi que la distribution des planètes ayant des masses entre 1 à 20 MJup à des séparations de 5–5000 UA. Cette étude a permis d’estimer que 2.17+6.85−1.40%, 0.3+2.6 −0.1%, et 2.61+6.97−1.00% des étoiles ont au moins une planète de masse 1–20 MJup à des séparations de 20–1000 UA, 1000–5000 UA et 20–5000 UA, respectivement. De plus, en supposant que la distribution de planètes en masse et en séparation orbitale varie selon une loi de puissance telle que d2n ∝ fM^αa^βdMda, il a été possible de contraindre les paramètres de la distribution tels que α = −0.08+0.75−0.63 et β = −1.41+0.22−0.24, à un niveau de crédibilité de 68%, ce qui correspond à une fraction de planètes par étoiles de f = 0.12+0.11−0.06. Ensuite, une dépendance sur la masse de l’étoile hôte a été ajoutée à la distribution de sorte que d2n ∝ Mαaβ(M⋆/M⊙)γdMda. Dans ce cas, les différents paramètres ont des valeurs telles que α = −0.18+0.77 −0.65, β = −1.43+0.23−0.24, γ = 0.62+0.56−0.50 et f = 0.11+0.11−0.05, à un niveau de crédibilité de 68%.fr
dcterms.languagefrafr
UdeM.ORCIDAuteurThese0000-0002-5074-1128fr


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