La question est `a pr´esent de savoir si le chauffage par le rayonnement UV de l’´etoile peut entrainer une inversion de temp´erature.
On peut faire une estimation tr`es grossi`ere du chauffage produit par l’ab-sorption UV (photoionisation, photodissociation) dans l’atmosph`ere d’une plan`ete comme 51 Peg b. La figure de la deuxi`eme partie, chapitre 3, montre le niveau d’opacit´eτσUV =1 dans 51 Peg b en prenant en compte les constituants mol´eculaires pr´esents. Cette courbe indique que l’absorption du rayonnement ultraviolet en-dessous de 0.185µm (0.2µm) a principalement lieu entre les niveaux de pressions 10 4 10 5bar.
Il s’agit maintenant de comparer l’´energie d´epos´ee dans ces derni`eres couches par absorption du rayonnement UV et de la comparer avec l’´energie d´epos´ee pourλ>0.4µm.
Le taux de chauffage UV (HR) dans au niveau de pression P s’´ecrit : HR= mg CP dF dP ' mg CP Fλ<0.2µm Pτ=1 2e2P=Pτ=1 (15.6)
o `u le facteur 2 dans le terme exponentiel de droite provient de la moyenne
inci-15.3 Rayonnement UV 119
dent est absorb´e lin´eairement avec la pression : F(p) = F0e τ
= F0e p=p0 o `u p(τUV = 1) = p0. Ici, F est d´etermin´e en fonction de la constante solaire (51 Peg A ayant une temp´erature comparable `a celle du Soleil), c.-`a-d. le flux d’´energie `a 1 UA. Rappelons que le flux incident est moyenn´e sur la< sur-face>plan´etaire (facteur 1/4). Il est calcul´e pour R?
= 1.2 R . La constante solaire vaut : E
=1370 W m 2.
Donc, pour 51 Peg b (flux moyenn´e avec facteur 1/4 et pour une ´etoile de rayon R? =1.2 R ) : F = 1 4 1370 1.2 0.05 2 107 104 =1.97108erg s 1cm 2 (15.7) et Fλ<0.2µm '8.110 3F '1.6106erg s 1cm 2 (15.8) avec m = 2.3 g=mole CP ' 3.58.32107'2.91108erg K 1=mole g ' 2500 cm s 2 Finalement, on trouve : HRλ<0.2µm P=10 4bar = 2.32511 2.91108 1.6106 106 10 4 2e 2'0.08 K s 1 (15.9) HRλ<0.2µm P=10 5bar = 2.32511 2.91108 1.6106 106 10 5 2e 2'0.7 K s 1 (15.10) Avec ces consid´erations, on trouve que le taux de chauffage UV l´eg`erement sup´erieur au taux de chauffage du `a l’absorption entre 0.4 et 6µm. Dans tous les cas, le taux de chauffage UV est du mˆeme ordre de grandeur que le taux de chauffage du `a l’absorption dans les bandes rotationnelles-vibrationnelles des composants atmosph´eriques gazeux. Son effet sur la structure thermique ne peut donc pas ˆetre n´eglig´e, et il pourrait induire, comme sugg´er´e auparavant, l’apparition d’une inversion de temp´erature dans les couches sup´erieures de l’atmosph`ere du mod`ele (vers 105bar).
N´eanmoins, la photodissociation de l’eau et du m´ethane en particulier entrainerait une photochimie complexe dans cette r´egion de l’atmosph`ere. La composition chimique s’en trouverait alors chang´ee, et n´ecessiterait de prendre en compte un mod`ele `a part enti`ere dont la mise en oeuvre d´epasse les pr´etentions initiales de ce travail.
Chapitre 16
Spectres de r´eflexion et
d’´emission
16.1 R´esultats globaux
Les spectres d’´emission thermique et de r´eflexion, correspondant aux pro-fils de temp´erature solutions de la figure 15.1, sont repr´esent´es sur les figures 16.1-16.3. Les raies sont convolu´ees par une fonction d’appareil de type gaus-sien. La r´esolution spectrale correspond donc `a la largeur `a mi-hauteur σ
de cette gaussienne. En l’occurence, la r´esolution spectrale est ici de 20 cm 1, pour le spectre d’´emission thermique et pour le spectre r´efl´echi. Les deux com-posantes sont compar´ees au flux spectral incident de l’´etoile en haut de l’at-mosph`ere.
La composante stellaire r´efl´echie du spectre de la plan`ete surpasse la com-posante d’´emission thermique seulement au-del`a de 13000 15000 cm 1(soit
λ.0.7µm).
Le nuage de Mg2SiO4a un faible alb´edo spectral, `a toute longueur d’onde dans le visible et le proche-infrarouge. La plus grande proportion de rayonne-ment r´efl´echi est, dans ce cas, due essentiellerayonne-ment `a la diffusion Rayleigh par le gaz (Fig.16.1) . L’efficacit´e de ce processus variant en 1/λ4, le flux diffus´e croˆıt sensiblement avec la fr´equence.
En revanche, le nuage de MgSiO3 est tr`es r´efl´echissant, puisque ses pro-pri´et´es optiques lui conf`erent un alb´edo augmentant rapidement avec la fr´equence, jusqu’`a atteindre 1 autour de 18000 cm 1(Fig. 16.2). Ceci se traduit sur le spectre par une r´eflexion totale du flux incident au-del`a de 18000 cm 1. Le flux stellaire r´efl´echi est alors maximal pour ce nuage, alors qu’il est minimale pour le nuage de forst´erite. Le nuage de Fer est un cas interm´ediaire entre les nuages de d’enstatite et de forst´erite.
La structure du spectre d’´emission thermique est domin´ee par les bandes de la vapeur d’eau. L’absorption par CO dans sa bande fondamentale `a 4.7
µm (2100 cm 1) est facilement identifiable alors que l’absorption de CH4est visible principalement `a 3.3µm (3030 cm 1). A titre comparatif, CO est absent
SPECTRE STELLAIRE INCIDENT SPECTRE STELLAIRE REFLECHI SPECTRE D’EMISSION THERMIQUE
NOMBRE D’ONDE
FIG.16.1: Flux thermique et r´efl´echi pour un nuage de Mg2SiO4 `a 2 bar.
des spectres de Burrows et al. (1997) dans l’intervalle 0.4-6µm qui ne pr´esente que des motifs d ˆus `a H2O et `a CH4.
Le flux est maximal autour de 3.9µm (2550 cm 1), une r´egion relativement transparente dans 51 Peg b. D’autres fenˆetres spectrales apparaissent `a 2.2
µm (4500 cm 1), 1.7µm (5900 cm 1), 1.3µm (7900 cm 1) et 1.1 µm (9090 cm 1). Les raies spectrales sont vues en absorption. Ceci peut s’expliquer de deux mani`eres ´equivalentes :
– `a partir de l’´equation de transfert et du fait que le gradient de temp´erature d ln T=d ln P est positif.
– `a partir de la loi de Kirchoff : le rayonnement chaud issu des couches les plus profondes (domin´ees par le continu d’absorption prove-nant des collisions de H2-H2 et H2-He) peut ˆetre absorb´e dans les bandes rotationnelles-vibrationnelles des mol´ecules plus haut dans l’atmosph`ere (de temp´erature moins ´elev´ee) et donc r´e´emis `a une temp´erature plus faible, ce qui fait apparaitre ces bandes en absorption. L’´emission thermique est plus importante pour un nuage faiblement r´efl´echissant que pour un nuage hautement r´efl´echissant, puisque la quantit´e d’´energie d’origine stellaire absorb´ee dans l’atmosph`ere est sup´erieure dans le premier cas. Cela conduit `a un profil de temp´erature globalement plus chaud,