Ce chapitre correspond `a ce jour `a l’estimation la plus pr´ecise du taux de naines M avec plan`etes. C’est une ´etude qui indique que le taux d’´etoiles avec une plan`ete de la masse de Jupiter est petit, mais la robustesse de ce r´esultat est encore modeste car notre ´echantillon est encore petit (O(100)). Si la corr´elation plan`ete-m´etallicit´e s’applique pour la formation des plan`etes autour des ´etoiles de faible masse alors une partie de ce faible taux s’explique par la l´eg`ere d´eficience en m´etaux des naines M.
FIG. 6.4: Chute du nombre de d´etections (en %) en fonction de la diff´erence de m´etallicit´e moyenne entre ´etoiles de type solaire et naines M. Cette distribution pr´esuppose que la corr´elation plan`ete-m´etallicit´e ne d´epend pas de la masse de l’´etoile. La ligne verticale indique la diff´erence que nous avons mesur´ee pour les naines M (Bonfils et al. 2005b). Les lignes traitill´ees correspondent `a l’erreur statistique (1σ) sur cette mesure.
Nous avons vu au chapitre 2 que les travaux de Laughlin et al. (2004) et de Ida & Lin (2005) pr´edisent un d´eficit de plan`etes g´eantes autour des ´etoiles de tr`es faible masse. Le faible taux de plan`etes g´eantes d´eriv´e dans ce chapitre donne donc du cr´edit `a cette th`ese. Une autre pr´ediction est celle du nombre de Neptunes chauds qui est attendu grand compar´e aux ´etoiles de type solaire d’une part et aux Jupiters chauds autour des naines M d’autres part. Les d´ecouvertes des plan`etes de la masse de Neptune sont r´ecentes et aucun taux d’´etoiles `a plan`etes n’est d´eriv´e pour ce domaine de masse. Il serait donc hasardeux de faire une comparaison avec les ´etoiles de type solaires aujourd’hui. N´eanmoins que la moiti´e des plan`etes observ´ees autour des naines M soient des plan`etes de la masse de Neptune est remarquable et va tout `a fait dans le sens propos´e par la th´eorie.
Chapitre
7
Remarques de conclusion et perspectives
7.1 R´ealisations
Mon travail de th`ese s’articule autour de trois th`emes : – la d´etection de plan`etes autour de naines M
– la d´etermination de la m´etallicit´e des naines M – l’´etude statistique de nos ´echantillons
Les d´etections Dans ce manuscrit j’ai pr´esent´e la d´etection de Gl 581 b, une plan`ete d’environ 16 M⊕ avec une p´eriode de 5.4 jours. Jusqu’en 2004 aucune autre naine M que Gl 876 n’´etait connue pour avoir des plan`etes. Cette d´ecouverte inscrit Gl 581 comme la troisi`eme naine M avec plan`ete, juste apr`es Gl 436 (Butler et al. 2004). Ces derni`eres sont le r´esultat d’efforts qui nous am`enent `a sonder un nouveau domaine de masse : les plan`etes de la classe de Neptune. De mani`ere concurrente, j’ai aussi pr´esent´e le cas d’un candidat rejet´e par nos diagnostics d’activit´e. Je montre ainsi que nous sommes en mesure de diff´erencier les variations de vitesse radiale induites par un compagnon de celles caus´ees par l’activit´e stellaire.
La m´etallicit´e La corr´elation “plan`ete-m´etallicit´e” est une propri´et´e bien ´etablie des syst`emes plan´e-taires. Au d´ebut de ma th`ese j’ai souhait´e d´eterminer la m´etallicit´e des naines M pour v´erifier si l’exc`es en m´etaux des ´etoiles `a plan`etes est aussi une propri´et´e des ´etoiles de faible masse. Malheureuse-ment, il ´etait difficile d’estimer la m´etallicit´e des naines M car aucun estimateur n’´etait connu avant ma th`ese. Pour contourner les difficult´es inh´erentes aux naines M nous avons observ´e des couples d’´etoiles compos´es d’une primaire de type F, G ou K et d’une secondaire de type M. Comme il est facile de d´eterminer la m´etallicit´e des ´etoiles de type solaire nous avons mesur´e la m´etallicit´e des primaires et suppos´e que celles des naines M ´etait identique. A partir de ces d´eterminations, et avec d’autres trouv´ees dans la litt´erature, j’ai pu ´etablir une calibration photom´etrique de la m´etallicit´e. Cette calibration repose sur le fait que la luminosit´e infra-rouge des naines M est peu d´ependante de la m´etallicit´e alors que la luminosit´e visible l’est beaucoup. Grˆace `a cette calibration j’ai aussi pu estimer la m´etallicit´e des naines M `a plan`etes, Gl 876 (+0.02 dex), Gl 436 (−0.03 dex) et Gl 581 (−0.25 dex), soit une distribution plutˆot plate. Le nombre de naines M `a plan`ete connues est encore trop petit pour ´etablir une fr´equence en fonction de la m´etallicit´e. Enfin la calibration nous est utile pour d´eterminer la distribution de m´etallicit´e de notre ´echantillon et interpr´eter les premiers r´esultats
de l’´etude statistique.
L’´etude statistique Parce que Gl˙876 est longtemps rest´ee la seule naine M `a plan`etes connue, l’id´ee d’un taux de plan`etes plus faible pour les ´etoiles du bas de la s´equence principale est venue progressi-vement. Des travaux th´eoriques sont ´egalement venus argumenter cette id´ee (Laughlin et al. 2004; Ida & Lin 2005). Au chapitre 6 j’ai montr´e comment estimer la fr´equence de plan`etes, pour les Jupiters chauds d’une part, et pour les plan`etes g´eantes `a longues p´eriodes d’autre part. A partir de nos me-sures de vitesses radiales concernant 114 ´etoiles (dont 2 ´etoiles `a plan`etes) je trouve un taux d’´etoiles `a plan`ete petit :< 1% de Jupiter-chauds et 0.05% < f < 4% de plan`etes g´eantes avec P < 1500 jours avec un niveau de confiance de 68%. Limit´e par le nombre d’´etoiles consid´er´ees ce r´esultat ne permet pas encore de prouver (niveau de confiance de 99%) que le taux d’´etoiles `a plan`etes est plus petit pour les naines M que pour les ´etoiles de type solaire. Ce faible taux est pourtant pressenti car c’est en fait plus de 200 ´etoiles qui sont surveill´ees `a la fois par nous et les ´equipes concurrentes. Dans ce chapitre je montre aussi qu’une partie du faible taux de naines M `a plan`etes peut ˆetre expliqu´e par leur l´eg`ere d´eficience en m´etaux (d´eficience de 0.06 dex, par ailleurs ´etablie par notre ´etude sur la m´etallicit´e des naines M).