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Observations des atmosphères
des planètes CHEOPS
Alain Lecavelier des Etangs
(IAP-CNRS-UPMC)
Comment détecter l’atmosphère
d’une exoplanète ?
a) Lumière émise ou réfléchie par l’atmosphère
 il faut soustraire ou « annuler » l’étoile
 infrarouge (> 2 µm)
b) Lumière absorbée par le limbe atmosphérique
de la planète en transit
a
 on met à profit les photons émis par l’étoile
traversant l’atmosphère
 proche UV jusqu’à l’IR moyen (0,2 à 10 µm)
⊗
⊗
b
ligne de visée
Rapport de flux planète - étoile (x 10-3)
Flux relatif (+ constante)
Anti-transits de HD189733b
avec le télescope spatial Spitzer
Temps (jours)
Longueur d’onde (micron)
Charbonneau et al. 2008
Le transit primaire donne le
« rayon » de la planète.
~ 1.5%
HD209458b
[e.g., Brown et al. 2001; Pont et al. 2007]
Translucent
Atmosphere
1-2%
Opaque
Planetary Disk
Planet Atmosphere
Signature ~ 10-4  -6
Spectroscopie d’un transit
9000 Å
On détermine Rplanet(λ)
en mesurant la profondeur de transit
à différentes longueurs d’onde.
6000 Å
(Pont et al. 2008)
Rayon en fonction de l
modèles de J. Fortney
Exemple observé : le passage d’un
« Jupiter chaud »
flux
1
2%
© Lynette Cook
0,98
~10-4
Détection d’une absorption
atmosphérique dans le
doublet de Na (589 nm)
Charbonneau et al. 2002
λ
nombre de photons
589 nm
Spectre de HD 209458 observé avec HST/STIS(ϯ)
≈1 nm
longueur d’onde (nm)
Signatures en fonction de l
UV
visible
IR
•
•
•
•
•
•
•
•
•
•
•
•
•
•
HI 121.6 nm
OI 130.5 nm CII 133.5 nm
SiIV 139.8 nm
SiIII 140.1 nm
Mg II 280.0 nm
Rayleigh H2 300-500 nm
Haze (~MgSiO3) 300-2000 nm
Na I 589.2-589.8 nm
K I 768.4 nm
TiO-VO 600-800 nm
CH4 1.6 - 2.3 - 3.3 - 3.5-8 mm
H2O 1.8 - 6-8 mm
CO2 4 mm
CO 2.3 - 4.5 mm
Mesures physiques
• Détection/Non-détection
!! pas de mesure d’abondance en absorption !!
• Température
(T)
• Pression
(P)
• Variation de température avec l’altitude (dT/dz)
• Variation d’abondance avec l’altitude
(dN/dz)
• Abondance relative en absorption
(N1/N2)
• Taux d’échappement
(dM/dt)
• Vents au terminateur jour-nuit
(V)
• Abondance/Profile T-P en émission
(N/T(P))
Température et profil d’absorption
La température via la spectroscopie d’absorption
(Lecavelier des Etangs et al. 2008a)
H=kT/mg=f(T)
s=f(l)
Température et profil d’absorption
La température via la spectroscopie d’absorption
(Lecavelier des Etangs et al. 2008a)
H=kT/mg=f(T)
Pour s(l) = la :
s=f(l)
Rayleigh scattering:
Mesure de la température et de la pression de H2
(Lecavelier des Etangs et al. 2008)
Rayleigh scattering
 a=-4
 T=2350 ± 150 K
Mesures physiques
• Détection/Non-détection
!! pas de mesure d’abondance en absorption !!
• Température
(T)
• Pression
(P)
• Variation de température avec l’altitude (dT/dz)
HD209458b :
Spectre de l’atmosphère de l’UV au proche IR
(Sing et al. 2008a, 2008b, Desert et al. 2008, Lecavelier et al. 2008)
Sodium
Profil Température-Pression
10 mbar-10mbar
(Sing et al. 2008a; 2008b)
HD209458b
Mesures physiques
• Détection/Non-détection
!! pas de mesure d’abondance en absorption !!
• Température
(T)
• Pression
(P)
• Variation de température avec l’altitude (dT/dz)
• Variation d’abondance avec l’altitude
(dN/dz)
• Abondance relative en absorption
(N1/N2)
• Taux d’échappement
(dM/dt)
• Vents au terminateur jour-nuit
(V)
Raies d’absorption en CO
et décalage en vitesse radiale
(Snellen et al., Nature 2010)
- Observations du CO atmosphérique à la vitesse radiale de la planète
- Detection d’un décalage vers le bleu de 2 km/s au limbe (jour nuit) : vent !
Mesures physiques
• Détection/Non-détection
!! pas de mesure d’abondance en absorption !!
• Température
(T)
• Pression
(P)
• Variation de température avec l’altitude (dT/dz)
• Variation d’abondance avec l’altitude
(dN/dz)
• Abondance relative en absorption
(N1/N2)
• Taux d’échappement
(dM/dt)
• Vents au terminateur jour-nuit
(V)
• Abondance/Profile T-P en émission
(N/T(P))
Rapport de flux planète - étoile (x 10-3)
Flux relatif (+ constante)
Anti-transits de HD189733b
avec le télescope spatial Spitzer
Temps (jours)
Longueur d’onde (micron)
Charbonneau et al. 2008
Anti-transits de HD189733b
 Détection de H2O ?
(Grillmair et al. 2008)
Anti-transits de Wasp-12b
 C/O élevé
(Madhusadhan et al. 2010)
Anti-transits de GJ436b
avec le télescope spatial Spitzer
(Stevenson et al. 2010)
Anti-transits de GJ436b
avec le télescope spatial Spitzer
(Stevenson et al. 2010)
Anti-transits de GJ436b
avec le télescope spatial Spitzer
(Stevenson et al. 2010)
Anti-transits de GJ436b
avec le télescope spatial Spitzer
(Seager & Madusadhan 2011)
H=kT/mg=kTRp2/GmMp
F
s=f(l)
Conclusion
• Les transits pour sonder
la physique des atmosphères
• Les signatures spectrales en absorption
ne dépendent pas de Mp ou Rp,
mais dépendent de ρp et R*
• Besoin d’étoiles brillantes