Dust and small bodies in extrasolar planetary systems
Les poussières et petits corps des systèmes planétaires extrasolaires
Résumé
During my thesis, I numerically simulated the dynamical behaviour of dust and small grains around stars, applied to two ranges of stellar distance : debris disks and exozodis.Concerning debris disks, I focused on the fast moving arch-like structures observed over 15 years inside the disk of AU Mic. Supposing that they all come from a single parent body and that the dust composing the arches have the same dynamics, I showed that the parent body must be closer-in than the planetesimal belt (<25 au), on a circular orbit or static with respect to the observer. Grains must be submicronic in order to explain the apparent velocity of the arches, gained by means of stellar wind pressure. Large-scale magnetic field of the star is large enough to explain the vertical extent of the arches, but require further investigations.I also developped a numerical code in order to test the dynamical origin of dust composing exozodis, to compare its results to the observations. I showed that the classical PR-drag scenario involving grains drifting inward from a distant cold parent belt produce an excess flux in mid-infrared compared to the near-infrared, unbalanced by the pile-up. The cometary scenario, by producing dust very close to the star, emits less in mid-infrared. A ten of kilometric comets can reproduce the flux levels observed around all stars. This numerical code is also able to handle the DDE, the stellar wind pressure or the magnetic field.During my work, I showed that taking into account the dust dynamics can constrain the dust physical properties. I developped adaptative numerical tools that can handle the variety and complexity of dust observed around stars.
Mon travail de thèse a porté sur la simulation numérique du comportement dynamique de poussières et de petits corps autour d’étoiles, appliqué à deux grands domaines de localisation : les disques de débris et les exozodis.Concernant les disques de débris, je me suis plus particulièrement intéressé aux arches mouvantes observées sur une période de 15 ans au sein du disque d’AU Mic. En supposant qu’elles proviennent toutes d’un corps parent unique et que les grains composant les arches ont la même dynamique que les arches elles-mêmes, j’ai montré que le corps parent doit être plus interne que la ceinture de planétésimaux (<25 UA) et qu’il peut être sur une orbite circulaire ou fixe par rapport à l’observateur. Afin d’expliquer la vitesse apparente des arches, il est nécessaire que les grains les composant soient submicrométriques pour être suffisamment sensibles à la pression du vent stellaire. Le champ magnétique à grande échelle de cette étoile est suffisant pour expliquer l’élévation verticale des arches, mais l’interaction des grains avec ce champ nécessite des études plus approfondies.D’autre part, j’ai développé un code numérique permettant de tester l’origine dynamique des poussières constituant les exozodis, en comparant les résultats de mes simulations aux observations. J‘ai montré que le scénario classique de migration par PR-drag de grains provenant d’une ceinture externe froide produit trop de flux dans le moyen infrarouge en regard du proche infrarouge, et cet effet n’est pas suffisamment contrebalancé par l’accumulation proche de la distance de sublimation. En revanche, le scénario cométaire, avec un apport de matière au plus près de l’étoile, permet de modérer le flux en moyen infrarouge. Les observations peuvent être reproduites avec une dizaine de comètes kilométriques autour de chaque étoile. Le code que j’ai conçu est capable d’appréhender de nombreux effets physiques, et il est possible de tester l’influence du DDE, de la pression du vent stellaire ou encore du champ magnétique.Par mon travail, j’ai montré que la prise en compte de la dynamique des grains de poussière permet de contraindre les propriétés physiques des grains, et j’ai développé des outils numériques adaptables à de nombreux cas de figures afin de pouvoir caractériser la diversité et la complexité de la poussière observée autour des étoiles.
Origine : Version validée par le jury (STAR)
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