MODELISATION DE L`ATMOSPHERE DES PLANETES

MODELISATION DE L’ATMOSPHERE DES PLANETES GEANTES EXTRASOLAIRES. N. Iro1, B.
Bézard2 et T. Guillot3, 1Department of Physics, University of Florida, PO Box 118440, Gainesville, FL 326118440, USA, [email protected], 2LESIA, Observatoire de Paris-Meudon, place Jules Janssen, 92395 Meudon
Cedex, France, [email protected], 3Observatoire de la Côte d'Azur, CNRS UMR 6202, BP 4229, 06304
Nice Cedex 4, France, [email protected].
Introduction: Depuis la découverte de
HD209458b, la première planète extrasolaire dont le
transit a été mis en évidence, des informations nouvelles sur ces objets (les Pégasides) sont devenues
accessibles. Charbonneau et al. [1] ont par exemple
établi la première contrainte observationnelle sur la
composition atmosphérique de cette Pégaside sur
l’abondance du sodium. Celle-ci semble toutefois
difficile à expliquer par les modèles statiques
d’atmosphère en équilibre radiatif qui prédisent une
abondance du sodium plus importante que celle
observée. D’autre part, ces planètes, très proches de
leur étoile, sont supposées être en rotation synchrone. Nous nous attendons donc à de forts contrastes de température entre le jour et la nuit et une dynamique atmosphérique intense [2].
C’est dans ce contexte que nous avons développé
un modèle radiatif pour l’atmosphère des planètes
géantes extrasolaires. Outre la modélisation statique
de l’atmosphère dans laquelle le flux stellaire incident est redistribué uniformément sur toute la surface de la planète, nous avons introduit une rotation
uniforme de l’atmosphère pouvant simuler un vent
zonal constant en altitude.
Application à la planète HD209458b: Ce modèle a été appliqué à la planète HD209458b. Nous
avons déterminé une structure thermique moyenne
ainsi que la composition atmosphérique correspondante [3].
En particulier, nous avons pu confirmer l’importance
de l’absorption par les alcalins dans le bilan énergétique des Pégasides et étudier l’absorption du flux
stellaire dans leur atmosphère, problème crucial pour
les modèles d’évolution. Seulement 1% du flux
stellaire incident atteint le niveau 2 bars. Une fraction négligeable atteint donc les couches profondes
de l’atmosphère. D’autre part, nous avons calculé les
constantes de temps radiatives de la planète en fonction du niveau de pression, ceci étant possible en
appliquant une perturbation au profil thermique
solution et en le laissant revenir a sa position
d’équilibre. Ce temps radiatif est un paramètre
d’entrée important pour les modèles de circulation
atmosphérique des Pégasides [2,4]. Comme nous
pouvions nous y attendre, il croît de façon monotone
avec la pression. Au niveau de pression 1 bar, il est
relativement court (inférieur a la période de rotation
de la planète). Nous nous attendons donc a une réponse rapide de l’atmosphère à une quelconque
circulation et donc a de grands écarts de température.
Modèle dépendant du temps. Lorsque l’on tient
compte des vents zonaux, les différences de température (plusieurs centaines de degrés Kelvin) peuvent expliquer la composition contrainte par les
observations de [1] relatives au limbe de la planète.
En effet, la température côté nuit peut tomber en
dessous de la température de condensation du sodium provoquant ainsi une déplétion en cet élément
sur le limbe matinal [3]. Au contraire, au dessous du
niveau 5 bars, la température est essentiellement
uniforme, à cause temps radiatif relativement long et
correspond à la température du profil solution dans
le cas ou le flux stellaire est redistribué sur toute la
surface de la planète.
Un exemple de la structure thermique de la planète
dépendant du temps (ou de la latitude) est donné
dans la Fig. 1.
Fig. 1: Coupe équatoriale de l’atmosphère de la planète
HD209458b. L’étoile est située à gauche et la rotation de
l’atmosphère se fait dans le sens trigonométrique. La ligne
continue représente le niveau de pression à partir duquel le
sodium se condense
Généralisation à d’autres planètes: Ce modèle
a aussi été généralisé afin d’étudier l’influence de
divers paramètres tels que la distance à l’étoile et la
vitesse du vent. Nous avons en particulier pu caractériser les différences notables dans les spectres des
solutions statiques selon la distance et
l’uniformisation de la température quand la vitesse
du vent augmente [5].
Références:
[1] Charbonneau D. et al. (2002) ApJ, 568, 377–384.
[2] Showman A. P. et Guillot T. (2002) A&A, 385, 166–
180. [3] Iro N. et al. (2005) A&A, 436, 719-727.
[4] Cooper C. S. et Showman A. P. (2005) ApJ, 629, L45–
L48. [5] Iro N. et al. (2006) en preparation.