pdf 10 Mo - UdPPC Nantes 2012

Plan
Les super-Terres: de la détection à la caractérisation
I. Méthode de détection des exoplanètes
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Localisation des exoplanètes dans la galaxie
Distribution de la population exoplanètaire
Méthodes d’étude
II. Les modèles de structure interne
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Les principes
Les lois M-R
Synthèse
III. A la recherche des petites planètes
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Caractéristiques originales – relations M-R
Voir des surfaces (océans, végétation, …)?
Voir des atmosphères?
Nelson et al. 2000
I. Observation des exoplanètes
Où sont les exoplanètes ?
I.1. Où sont
lesjusqu’au
exoplanètes?
Détection:
bulbe galactique…
Caractérisation: environnement très proche
I. Observation des exoplanètes
Méthode de détection des exoplanètes
Astrométrie
Les transits
I.2. Comment?
Microlentille gravitationnelle
Effet Doppler
I. Observation des exoplanètes
Méthode de détection des exoplanètes – vitesse radiale
I.2. Comment?
La méthode des vitesses radiales fournit la masse des planètes
I. Observation des exoplanètes
Méthode de détection des exoplanètes – transits
I.2. Comment?
La méthode des transits fournit le rayon des planètes
I. Observation des exoplanètes
Méthode de détection des exoplanètes – lentille gravitationnelle
Exemple de OGLE-2005-BLG-390Lb
Position de l étoile vers le bulbe galactique
8,5 kpc environ
Amplification de lumière par effet Etoile – lentille (microlentille gravitationnelle)
I. Observation des exoplanètes
Combien d’exoplanètes découvertes?
PLANETES
SYSTEMES
MULTIPLES
Exoplanètes détectées par vitesses radiales ou par astrométrie
491
80
Planètes en transit
288
36
Exoplanètes détectées par microlentille
16
1
Exoplanètes détectées par imagerie
31
2
Exoplanètes détectées par chronométrage
17
3
Nombre de planètes découvertes mi 2012: 843
Nombre de systèmes multiples: 126
I. Observation des exoplanètes
Combien d’exoplanètes découvertes?
I.3. Combien?
Nombre d’exoplanètes dans la voie lactée:
200 milliards?
Nombre de Super-Terre:
30 % des planètes (Mayor, 2008)
Pas de MAJ, mais biais observationnel initial confirmé
II. Structure interne: les différentes familles
Notions fondamentales
Les différentes familles d exoplanètes
Large masses: Hot Jupiter, Giant planets
Intermédiaires: Uranus, Neptune
Low masses:
Super-Mercury
Système planétaire HR 8799 (avril 2010)
Super-Earth (Deep liquid layer or surface ocean possible)
Ocean-planet (Deep liquid layer or surface ocean)
II. Structure interne: les principes
Description d une structure interne
Profils 1-D :
• Positions des interfaces (noyau, silicates, glaces)
• Composition
• Température
• Masse volumique
• Pression
Structures 3D:
• Heterogènéités dans les enveloppes
• Caractéristiques des interfaces
II. Structure interne: étude d’un exemple
I. La planète Terre
Planète Terre
Masse
Rayon
Champ de gravité
Champ magnétique
Petrologie/Géochimie
Sismologie
1-D profils : Une très bonne connaissance
• SISMOLOGIE
• Position des interfaces (observation directe)
• Densité (observation directe)
• Pression (observation directe)
• Géologie, EOS, expériences HP,…
• Composition (O, Si, Mg, Fe, …)
• Température (bien contrainte mais MD)
II. Structure interne: vers moins de contraintes
Autres planètes et lunes
Autres planètes
Masse
Rayon
Gravi (J2 & C22)
Champ magnétique
Petrologie/Géochimie
Sismologie
profils 1-D mal connus
• Moments d inertie, Masse, Rayon
• Degré de differenciation
• Relations interfaces - composition
• Thermodynamique, …
• Densité, Pression (model dependent)
• Température
• Composition inconnue
II. Structure interne: le cas général
Autres planètes et lunes
Satellites de glace
Masse
Rayon
J2 & C22
Surface observations
Sohl et al., Icarus (2002) – 3 layers model
Ganymede
Ganymede: 2 layers model
II. Structure interne: le cas général
Exoplanètes
Exoplanets
Masse
ET/OU
Rayon
Gravi (J2 & C22)
Champ magnétique
Petrologie/Géochimie
Sismologie
Masse ET rayon connus :
Modèles M-R permettent de définir la nature de
la planète
Masse OU rayon connu(e) :
Modèles M-R fournissent le param. manquant
modulo une hypothèse sur la famille
II. Modèles de structure interne: les principaux paramètres
Choix des compositions
Pressure=EOS(density, temperature, composition)
Phases minérales
• Liquid layer: pure water
• Icy mantle: ice VII
• Upper silicate mantle: Olivine + Pyroxenes
• Lower silicate mantle: Perovskite + Mg-wüstite
• Core: Iron + Sulfur Iron
Composition élémentaire
Ice + Liquid: pure H2O
Silicates: Fe, Mg, Si, Al, Ca, Ni, O
reduced to Fe,Mg, Si, O
Iron alloy: Fe + <10% light elts
Cinq paramètres sont requis:
1) 
2) 
3) 
4) 
5)
Masse totale de la planète
Fe/Si (Stellaire)
Mg/Si (Stellaire)
Fraction massique d eau (Earth like / Ocean planet)
Mg# (degré de différenciation du noyau)
La simplicité d un modèle est son meilleur atout compte tenu du
faible nombre de contraintes….
II. Modèles de structure interne: les principaux paramètres
Choix des équations d état
Pressure = EOS(density, temperature,
composition)
Birch-Mürnhagan EOS
• Liquid layer
• Upper silicate mantle
Mie-Grüneisen-Debye EOS
• Lower silicate mantle
Thomas-Fermi-Dirac
• Icy mantle
• Metallic core (P> 1 TPa)
II. Modèles de structure interne: les principaux paramètres
Choix des températures
Pressure=EOS(density, temperature, composition)
Temperature profiles:
• Adiabatic in the different layers
• Fixed temperature drop at the interfaces
• Calibrated along the Earth thermal profile
• Such as iron is liquid
• Remark: second order importance….
Résultats: Validation du modèle
Modèle :
• Fe/Si = 0.987
• Mg/Si = 1.136
• Mg# = 0.9
• H2O: 0.01 wt %
M=MEarth
R=6414 km (0.6%)
Results: Planets and satellites of the solar system
Earth-Like
R/REarth=(M/MEarth)α
Icy bodies
R/REarth= 1.26 (M/MEarth)α
For M< MEarth, α=0.3
II. Models of planetary internal structure: a synthesis of M-R relationships
II. M-R: a synthesis
Many works and some comments:
• Good adequation between the authors
• Gaseous planets are clearly distinguishable
• Atmospheres impede the family distinction
(Adams et al., 2007).
• The three solid families could be distinguished
(assuming that the atmospheres can be ruled
out)
III. A la recherche des super-Terres
Pas encore découvertes…
III. A la recherche des super-Terres
Quelques principes…
III.1. Les planètes habitables
III. A la recherche des super-Terres
Détection directe
III.1. Relations M-R
Masse et rayons connus:
On peut caractériser la planète
Masse ou rayon connu (cas général):
On ne peut pas s en sortir…
III. A la recherche des super-Terres
Détection directe – visualisation des surfaces ?
III.2. Surfaces
Ca n est pas pour
demain…
III. A la recherche des super-Terres
Les atmosphères des Super-Terre – Théorie…
III.3. Atmosphères
from Woolf et al. (2002) and Tinetti et al. (2006)
III. A la recherche des super-Terres
Les atmosphères des Super-Terre – de la théorie à la pratique
III.3. Atmosphères
Le projet EChO – Candidat pour les missions M3 de Cosmic Vision
Conclusions
Structures internes: que donnent les observations?
Planète Terre – très bien comprise grâce à la sismologie
Autres planètes – Modèle dépendant – Plus de contraintes requises (sismos…)
Exoplanètes – Relations M-R
Si M et R sont connus: « classification » possible
Si M ou R non connu: L’hypothèse sur la famille fournit le paramètre manquant.
Modèles de structure interne
Enorme travail réalisé depuis 2004
Les lois M-R sont maintenant disponibles pour les planètes de faible masse
Premier Ordre: Aucune contrainte sur la composition des silicates ou la
temperature, …
Détection des Super-Terres
Faisable techniquement - Un énorme effort est en cours dans cette direction
KEPLER …
Nouvelles avancées – quelle stratégie adopter ?
A suivre ...
Conclusions (2/2)
Can we detect Super-Earths?
The facts:
•  Very good prediction of radii (validation of the model on solar system
bodies)
•  Amount of water is a first order parameter
•  If M and R are known, Xw can be estimated with 4.5 %
•  Temperature is a second order parameter
•  Composition and Mg# control the size of the core but not the planetary
radius
If Mass and Radius are known, Super-Earths can be recognized.
BUT:
•  Atmospheric contribution not considered – Will it be possible to estimate its
amount (models?, observational techniques?)
•  Without this estimate, family distinction is not possible with only M-R
measurements…