Stellar Parameters for M Dwarfs : the Link to Exoplanets Vasco Neves
Total Page：16
File Type：pdf, Size：1020Kb
Stellar Parameters for M dwarfs : the link to exoplanets Vasco Neves To cite this version: Vasco Neves. Stellar Parameters for M dwarfs : the link to exoplanets. Astrophysics [astro-ph]. Uni- versité de Grenoble; Universidade do Porto, 2013. English. NNT : 2013GRENY082. tel-01440510 HAL Id: tel-01440510 https://tel.archives-ouvertes.fr/tel-01440510 Submitted on 19 Jan 2017 HAL is a multi-disciplinary open access L’archive ouverte pluridisciplinaire HAL, est archive for the deposit and dissemination of sci- destinée au dépôt et à la diffusion de documents entific research documents, whether they are pub- scientifiques de niveau recherche, publiés ou non, lished or not. The documents may come from émanant des établissements d’enseignement et de teaching and research institutions in France or recherche français ou étrangers, des laboratoires abroad, or from public or private research centers. publics ou privés. THÈSE Pour obtenir le grade de DOCTEUR DE L’UNIVERSITÉ GRENOBLE ALPES préparée dans le cadre d’une cotutelle entre l’Université de Grenoble Alpes et l'Universidade do Porto Spécialité : Astrophysique Arrêté ministériel : le 6 janvier 2005 -7 août 2006 Présentée par Vasco NEVES Thèse dirigée par Nuno SANTOS codirigée par Xavier DELFOSSE et Xavier BONFILS préparée au sein des Institut de Planetologie de L’Université de Grenoble et Centro de Astrofísica da Universidade do Porto dans l'École Doctorale de Physique de Grenoble et Programa Doutoral de Astronomia da Universidade do Porto Étude sur les paramétres stellaires des naines M et leur lien à la formation planétaire Thèse soutenue publiquement le 10 Décembre 2013 à Auditório FC5, Faculdade de Ciências da Universidade do Porto, devant le jury composé de : Dr. José LOPES dos SANTOS Professeur, Faculdade de CIências da Universidade do Porto, Président Dr. Nuno Miguel Cardoso SANTOS Chercheur, Centro de Astrofísca da Universidade do Porto, Membre Dr. Xavier DELFOSSE Astronome, Institut de Planétologie de L’Université de Grenoble, Membre Dr. Xavier BONFILS Astronome, Institut de Planétologie de L’Université de Grenoble, Membre Dr. Ulrike HEITER Chercheur, Department of Physics and Astronomy of the Uppsala University, Membre Dr. Céline REYLÉ Chercheur, Observatoire des Sciences de l’Univers de Franche-Comté, Rapporteur Dr. Damien SÉGRANSAN Chercheur, Observatoire de Genéve, Rapporteur Université Joseph Fourier / Université Pierre Mendès France / Université Stendhal / Université de Savoie / Grenoble INP Acknowledgments First of all, I would like to thank my supervisors, Nuno Santos and Xavier Delfosse, for all the support and guidance given throughout all these years, full of challenges and pitfalls, but also with unexpected rewards and good surprises. The completion of this Thesis would not have been possible without the unofficial, but ever present supervision of Xavier Bonfils, during my stay at Grenoble. A sincere and warm acknowledgement of his support is therefore testified here. I could never forget the companionship and support of Enoe in the most difficult moments when every- thing seemed to fall apart. Thank you. I would also like to thank my mates in CAUP for all the good moments and laughter, even in the tensest moments, as well as for giving unexpected insights and new ideas. I will not put here any names, you know who you are! Last but not least, I would like to thank the eternal and unconditional support of my parents. Without it I would surely not be here writing these words! Thank you all! 2 Resumo No momento em que escrevo esta Tese, o numero´ de planetas anunciados ja´ ultrapassou os 900 e os cerca de 2700 candidatos detectados pelo telescopio´ espacial Kepler esperam por confirmac¸ao.˜ Os espectros e as curvas de luz obtidos nos programas de procura de planetas permitem, tambem,´ o estudo em profundidade dos parametrosˆ das estrelas com planetas e abrem a possibilidade de investigar a relac¸ao˜ estrela-planeta. Neste contexto, a determinac¸ao˜ com precisao˜ dos parametrosˆ estelares e´ cr´ıtica na determinac¸ao˜ precisa dos parametrosˆ planetarios,´ nomeadamente, a massa, o raio e a densidade. No caso das anas˜ FGK, os metodos´ de determinac¸ao˜ dos parametrosˆ estelares estao˜ bem estabele- cidos e podem ser usados com confianc¸a no estudo da relac¸ao˜ estrela-planeta, assim como na obtenc¸ao˜ de parametrosˆ planetarios´ precisos. No entanto, nao˜ e´ esse o caso para as anasˆ M, as estrelas mais comuns da nossa Galaxia.´ Ao contrario´ das suas primas, as estrelas M sao˜ mais pequenas, frias e tenues´ e, assim sendo, mais dif´ıceis de estudar. O grande entrave no estudo das estrelas M esta´ relacionado com a presenc¸a de bilioes˜ de linhas moleculares que deprimem o cont´ınuo espectral, fazendo com que uma analise´ espectral classica´ se torne quase imposs´ıvel. A procura de metodos´ inovadores que possibilitem ultrapassar este obstaculo,´ tendo em vista a obtenc¸ao˜ de parametrosˆ precisos, e´ o objectivo desta Tese. Tendo em conta esse objetivo, foquei os meus esforc¸os em duas linhas principais de pesquisa, baseadas em metodos´ fotometricos´ e metodos´ espectroscopicos.´ O meu trabalho inicial tinha como objetivo o estabelecimento de uma calibrac¸ao˜ fotometrica´ para a metalicidade, mas nao˜ me foi poss´ıvel atingir esse objetivo, pois nao˜ tinha sistemas binarios´ FGK+M suficientes com bons dados fotometricos.´ No entanto, foi poss´ıvel, com os dados dispon´ıveis, comparar as calibrac¸oes˜ fotometricas´ existentes e refinar ligeiramente a melhor delas, como descrito no Cap´ıtulo 3. Apos´ este trabalho passei a concentrar-me em tecnicas´ espectroscopicas´ de obtenc¸ao˜ de parametrosˆ estelares em estrelas M. Tendo em mente esse objetivo, usei espectros HARPS de alta resoluc¸ao˜ para de- senvolver um novo metodo´ de medic¸ao˜ de linhas espectrais independente do cont´ınuo espectral. Seguida- mente, usei este metodo´ no desenvolvimento de uma nova calibrac¸ao˜ de metalicidade e temperatura efectiva em estrelas M na regiao˜ do vis´ıvel, atraves´ da qual consegui atingir uma precisao˜ de 0.08 dex para a [Fe/H] e de 80 K para a temperatura. Este trabalho esta´ descrito no Cap´ıtulo 4. Ao mesmo tempo colaborei na determinac¸ao˜ com precisao˜ dos parametrosˆ da estrela GJ3470 e do seu planeta, onde a minha proficienciaˆ na determinac¸ao˜ de parametrosˆ estelares em anasˆ M teve um papel importante. Os detalhes relacionados com este trabalho de investigac¸ao˜ estao˜ descritos no Cap´ıtulo 5. Palavras-chave. estrelas: parametrosˆ fundamentais – estrelas: tipo tardio – estrelas: baixa massa – estrela: binarias - geral – estrelas: atmosferas – estrelas sistemas planetarios´ – estrelas: individual (GJ 3470) – tecnicas:´ fotometria – tecnicas:´ espectroscopia 3 Resume´ Au moment d’ecrire´ ma These` plus de 900 exoplanetes` et´ e´ annoncees´ et plus de 2700 planetes` detect´ ees´ par le telescope´ spatial Kepler sont en attente d’etreˆ confirmees.´ La haute precision´ des spectres et des courbes de lumiere` obtenue dans les releves´ Doppler et transit, permet l’etude´ detaill´ ee´ des parametres` des etoiles´ hotes,ˆ et ouvre la possibilite´ d’enqueterˆ sur les correlations´ etoile´ planetes.` En outre, la determination´ des parametres` stellaires avec precision´ est un besoin critique pour determiner´ les parametres` planetaires,´ a` savoir, la masse, le rayon et la densite.´ Dans le cas des naines FGK, la determination´ des parametres` stellaires est bien etablie´ et peut etreˆ utilisee´ avec confiance pour etudier´ la relation planete-` etoile´ ainsi que pour obtenir les parametres` planetaires´ avec une grande precision. Cependant, ce n’est pas le cas pour les naines M, les etoiles´ les plus communes de la Galaxie. Par rapport a` leurs cousines plus chaudes, les naines M sont plus petites, plus froides, et plus faiblement lumineuses, et donc plus difficile a` etudier.´ Le plus grand defi´ qui concerne les naines M est lie´ a` la presence´ de milliards de lignes moleculaires´ qui gomme le continuum et rend l’analyse spectrale classique presque impossible. Trouver des fac¸ons nouvelles et novatrices pour surmonter cet obstacle et obtenir une mesure des parametres` stellaires est l’objectif principal de cette These` . Pour l’atteindre, j’ai concentre´ mes recherches sur deux approches methodologiques,´ photometrique´ et spectroscopiques. Mon premier travail avait pour objectif d’etablir´ l’etalonnage´ de metallicit´ e´ pho- tometrique´ precis.´ Par manque de binaires FGK+M avec de bonnes donnees´ photometriques´ je ne pouvais pas atteindre cet objectif. Il m’a cependant etait´ possible, avec les donnees´ disponibles, de comparer les etalonnages´ photometriques´ dej´ a` etablies´ et leg´ erement` ameliorer´ le meilleur d’entre eux, comme decrit´ au Chapitre 3. Puis, je me suis concentre´ sur les approches spectroscopiques pour obtenir des parametres` stel- laires plus precis´ pour les naines M. A` cette fin, j’ai utilise´ des spectres HARPS de haute resolution´ et developp´ e´ une methode´ pour mesurer les lignes spectrales sans tenir compte du continuum . En utilisant cette methode,´ je cre´e´ un nouvel etalonnage´ visible avec une precision´ de 0.08 dex pour [Fe/H] et 80 K pour Te f f . Ce travail est dtaill dans le Chapitre 4 . Finalement , j’ai egalement´ participe´ a` l’amelioration´ des parametres` de l’etoile´ GJ3470 et de sa planete,` ou` mon expertise dans les parametres` stellaires de naines M avait un roleˆ important. Les details´ concernant cette enqueteˆ sont present´ es´ dans le Chapitre 5 . Mots-cles.´ etoiles:´ parametres` fondamentaux – etoiles:´ type tardif