3.2 Formation des plan`etes proches de l’´etoile
Nombre de Planètes
Demi-grand Axe (UA)
FIG.3.2: Distribution des demi-grands axes.
L’histogramme de la figure 3.2 montre que les plan`etes d´etect´ees gravitent pr´ef´erentiellement `a des distances inf´erieures `a 0.5 UA. C’est un r´esultat a priori surprenant pour des plan`etes de telle masse, et qui plus est en total d´esaccord avec la position des plan`etes g´eantes du Syst`eme Solaire sur les-quels les mod`eles de formation plan´etaire ont ´et´e ´elabor´es dans le pass´e. Tou-tefois, ce r´esultat s’explique aussi par la s´electivit´e de la m´ethode. En effet, la m´ethode des vitesses radiales favorisent la d´etection des plan`etes aux or-bites courtes. Dans ce cas, l’amplitude de la vitesse radiale est plus forte et la p´eriode d’observation est plus courte. Cependant, la capacit´e de l’instru-ment de Marcy et Butler pouvant d´etecter un Jupiter `a 5 UA, n’enl`eve rien `a ce r´esultat surprenant, qui, si le nombre de d´etections augmente, pourrait confirmer un sc´enario de migration des plan`etes `a des distances orbitales plus basses que celle de Mercure (a'0.39 UA).
La position des plan`etes gravitant tr`es pr`es de leur ´etoile parente (a < 3 UA) n’est pas typique des plan`etes de masse jovienne. Leur existence sugg`ere que leur migration orbitale a ´et´e importante. Le mod`ele de base de la for-mation du Syst`eme Solaire provient de son architecture dynamique, notam-ment les directions corr´el´ees des vecteurs du monotam-ment angulaire et des orbites quasi-coplanaires et circulaires des plan`etes. L’architecture sugg`ere un mod`ele dans lequel le Syst`eme Solaire s’est form´e dans un disque K´epl´erien de gaz et de poussi`ere, comme d´ecrit dans des papiers par Wetherill (1990), Lissauer
(1993), Lin et al. (1996). Les disques du mod`ele contiennent de la poussi`ere et du gaz mol´eculaire avec une diminution radiale en temp´erature et en densit´e, telle que les glaces (principalement des glaces d’eau) condensent au-del`a de
4 UA, triplant la densit´e des solides dans cette r´egion.
La migration des protoplan`etes dans les disques a ´et´e pr´edite bien avant la d´etection des plan`etes extrasolaires (Goldreich & Tremaine, 1980; Ward, 1981; Lin & Papaloizou, 1986; Ward & Hourigan, 1989; Artymowicz, 1993). Lin (1986) ´ecrivait : “Une fois que la n´ebuleuse est tronqu´ee par effet de mar´ee, le gaz ne peut pas se propager des r´egions externes de la n´ebuleuse jus-qu’`a l’int´erieur de l’orbite de Jupiter.”. Cela implique qu’ “´eventuellement, la r´egion interne de la n´ebuleuse transf`ere du moment angulaire `a Jupiter moins rapidement que ne le fait Jupiter `a la r´egion externe, si bien que Ju-piter perd du moment angulaire et tombe en spiralant vers le protosoleil”. Un des sc´enarii de migration qui s’appliquent aux plan`etes de masse jovienne est le suivant. Quand la plan`ete acquiert une masse de plus de 0.1 MJ, elle cr´ee un vide dans le disque. Les moments de torsion entre la plan`ete et les bords in-ternes et exin-ternes du vide, forcent la plan`ete et la mati`ere du disque visqueux `a migrer vers l’´etoile en quelques centaines de milliers d’ann´ees (si la plan`ete s’est initialement form´ee vers 5 UA).
Lin et al. (1996) ont sugg´er´e que les plan`etes de type 51 Peg b auraient pu de former initialement `a des distances bien plus grandes que celles o `u elles sont `a pr´esent, en subissant ensuite cette migration orbitale vers l’´etoile. Cette migration a pu cesser `a environ 0.05 UA soit par des effets de mar´ee avec le spin de l’´etoile ou par une suppression de mati`ere du disque int´erieur par la magn´etosph`ere stellaire. Les effets de mar´ee entre la plan`ete et l’´etoile sont as-sez forts pour transf´erer le moment angulaire de l’´etoile `a l’orbite de la plan`ete. La survie de ces Jupiter chauds par rapport `a l’´evaporation ou au stripping UV de l’enveloppe a aussi ´et´e consid´er´ee. La circularisation par effet de mar´ee peut expliquer la faible excentricit´e pour les plan`etes tr`es proches de l’´etoile, mais n’a pas ´et´e effective pour les orbites de 55ρ Cnc,ρ CrB, ou 47 UMa (Marcy et al., 1997).
Chapitre 4
Une inconnue... l’atmosph`ere
4.1 Enjeux de la connaissance des atmosph`eres
plan´etaires
Si des observations directes ont permis d’´etablir un spectre de la naine brune Gliese 229 B, aucune d´etection directe ni mˆeme d’imagerie d’une plan`ete extrasolaire n’a ´et´e accomplie `a ce jour. C’est en cela qu’un mod`ele d’atmosph`ere, pourvu que cette atmosph`ere existe effectivement, se r´ev`ele n´ecessaire pour des prospectives observationnelles et par suite pour la ca-ract´erisation de la composition chimique de l’atmosph`ere de cette exoplan`ete. Puisque l’´etude des plan`etes extrasolaires tire son origine de la d´ecouverte de 51 Peg b, nous allons insister sur cette plan`ete, qui pour des raisons historiques mais aussi scientifiques li´es notamment `a sa position par rapport `a l’´etoile, est le compagnon plan´etaire extrasolaire pour lequel de nombreux nombreux pa-piers ont d´ej`a ´et´e publi´es.
Les mol´ecules trouv´ees dans l’atmosph`ere d’une naine brune ou d’une plan`ete extrasolaire apporte des contraintes sur la structure thermique de son atmosph`ere, la dynamique et la chimie qui prennent place dans ces objets. La composition d’une atmosph`ere plan´etaire statique, sans perturbation ext´erieure, tend vers l’´equilibre thermochimique. Si bien qu’aux basses temp´eratures (100 `a 200 K) caract´eristique de l’atmosph`ere sup´erieure des plan`etes g´eantes du Syst`eme Solaire, C se trouve sous forme de CH4, O sous forme de H2O et N sous forme de NH3. A plus haute temp´erature, la thermo-chimie favorise CO, H2O et N2.
Pour contraindre les m´ecanismes de formation plan´etaire, on mesure les rapports d’abondance des diff´erents ´el´ements condensables dans les at-mosph`eres et on les compare aux valeurs solaires.
Vis-`a-vis des contraintes observationnelles, un point crucial est que, si le mod`ele d’instabilit´e gazeuse pr´edit, tout au long de la formation et de l’´evolution de la plan`ete, une composition chimique globale identique `a celle du Soleil et de la n´ebuleuse, le mod`ele de nucl´eation pr´evoit que les gaz ´emanant du coeur sont fortement enrichis en volatils (CH4, NH3, H2O,. . .) qui
´etaient sous forme de glaces dans la n´ebuleuse. Dans ce dernier cas, on peut donc s’attendre `a un enrichissement de l’atmosph`ere de la plan`ete en ´el´ements lourds.
Les mesures d’abondances mol´eculaires, obtenues depuis la Terre ou par la mission Voyager, montrent un enrichissement en ´el´ements lourds des plan`etes g´eantes par rapport au Soleil. Ces r´esultats favorisent nettement le mod`ele de nucl´eation.
Pour autant, le mod`ele de nucl´eation ne r´epond pas `a toutes les questions. Il semble en particulier difficile de former, par des calculs classiques d’accr´etion de plan´et´esimaux, Uranus et Neptune en un temps inf´erieur `a l’ˆage du Syst`eme Solaire, et Jupiter en moins de 107 ou 108 ans (Safronov, 1969), alors que des consid´erations ind´ependantes concluent que Jupiter s’est form´e avant les plan`etes telluriques. Certains pensent qu’il n’est pas certain que la convec-tion soit ou ait ´et´e assez vigoureuse pour enrichir efficacement l’atmosph`ere en ´el´ements lourds du coeur. Le mod`ele d’effondrement homog`ene ´evite ces deux ´ecueils, et ses partisans proposent que l’enrichissement en C, N et P ob-serv´e dans les plan`etes g´eantes est d ˆu `a un flux de quelques masses terrestres de plan´eto¨ıdes post´erieurs `a leur formation. Le mod`ele de Pollack et al. (1986), d´evelopp´e sur cette id´ee, qui fait un peu la jonction entre les deux types de mod`eles, reproduit semi-quantitativement l’enrichissement en carbone (mais pr´edit une valeur trop grande pour Uranus), et pr´evoit en outre un rapport He/H2 sup´erieur `a la valeur solaire, dans Uranus et Neptune, de 6 et 15 % respectivement. La raison essentielle est que dans ce mod`ele, les plan´eto¨ıdes sont suppos´es contenir les ´el´ements lourds sous leur forme non-r´eduite ; au contact de l’atmosph`ere, leur r´eduction consomme de l’hydrog`ene, menant `a un enrichissement apparent en h´elium.
Les ´ecarts `a la composition atmosph´erique `a l’´equilibre sont tout sp´ecialement int´eressants. Les mol´ecules telles que CO, PH3, GeH4 et AsH3
ont ´et´e d´etect´ees dans l’atmosph`ere de Jupiter et Saturne `a des abondances beaucoup plus grandes que celles attendues `a l’´equilibre thermochimique. La pr´esence de ces mol´ecules hors-´equilibre est prise comme une preuve de la convection. Du fait que les temps caract´eristiques des ph´enom`enes convectifs sont plus courts que les temps caract´eristiques d’´equilibre chimique dans les couches profondes, ces mol´ecules peuvent ˆetre extraites de l’int´erieur de Jupiter et transport´ees vers l’atmosph`ere visible. CO a ´et´e d´etect´e sur Neptune mais pas sur Uranus. Ces observations fournissent des informations sur la relative vigueur de la convection dans l’atmosph`ere des plan`etes g´eantes.
Le rayonnement solaire incident peut aussi produire des esp`eces impor-tantes en non-´equilibre. De nombreux hydrocarbures produits par les proces-sus photochimiques sont trouv´es dans les atmosph`eres des plan`etes joviennes du Syst`eme Solaire, incluant notamment C2H2et C2H6, qui ne sont pas atten-dus autrement que par photodissociation du m´ethane. Ces mol´ecules, pour-tant relativement fragiles, sont pr´esentes en quantit´e appr´eciables parce que le m´elange vertical dans la stratosph`ere, o `u ces mol´ecules se forment, est faible. Une riche vari´et´e de produits photochimiques sont attendus dans les atmosph`eres des plan`etes extrasolaires, particuli`erement pour les plan`etes qui