5.2 Seager & Sasselov
Ces travaux apportent une originalit´e par rapport `a ceux de Burrows et al., en cel`a qu’ils int`egrent les effets du rayonnement de l’´etoile parente sur l’at-mosph`ere plan´etaire, mais de tiennent pas compte des effets d’une source d’´energie provenant de l’int´erieur plan´etaire.
Cette ´etude s’int´eresse tout particuli`erement aux plan`etes proches de leur ´etoile parente, et donc fortement illumin´ees par le rayonnement stellaire (Sea-ger & Sasselov, 1998). La structure thermique est calcul´ee pour un objet de temp´erature effective 1835 K (Fig. 5.3). Le profil de temp´erature diff`ere sen-siblement de celui d’un objet isol´e du type Burrows et al.. D’une part, la temp´erature atmosph´erique est plus ´elev´ee au-dessus du niveau `a 4105
dyn cm 2 que dans le cas de l’objet isol´e, ph´enom`ene d ˆu au chauffage par l’´energie stellaire (externe). De plus, le gradient de temp´erature au-dessus du niveau `a 106 dyn cm 2 est plus faible dans le mod`ele de Seager & Sasselov que dans celui de Burrows et al..
Le spectre d’´emission thermique et le spectre stellaire r´efl´echi ont ´et´e d´etermin´es pour un cas particulier : la plan`eteτBootis b avec Msin i = 3.87 MJ, orbitant `a 0.0462 UA d’une ´etoile de temp´erature effective Teff=6600 K.
L’atmosph`ere de ce mod`ele est trait´ee par un code d´evelopp´e initialement pour la mod´elisation de l’illumination des ´etoiles binaires, proches l’une de l’autre, et de temp´erature effective 4500-8000 K. Le transfert de rayonnement s’inscrit dans une atmosph`ere `a g´eom´etrie plan-parall`ele. Le code a ´et´e adapt´e pour des temp´eratures beaucoup plus basses, en ce qui concerne le traitement de l’´equation d’´etat et le calcul des opacit´es.
Dans ce mod`ele, la valeur de l’alb´edo a priori n’est pas requise, puisque le transfert du rayonnement incident est trait´e dans l’atmosph`ere `a travers les processus d´ependant de la fr´equence que sont l’absorption, l’´emission et la diffusion.
H2O est l’absorbant dominant dans l’infrarouge. TiO est pr´esent partout dans l’atmosph`ere des mod`eles et sa condensation n’est pas prise en compte. Cependant, TiO n’apparait pas dans les spectres `a cause de la diffusion par les poussi`eres de silicates mais son opacit´e contribue `a la structure thermique. Les opacit´es de H2-H2et H2-He induites par collision sont aussi incluses, ainsi que la diffusion Rayleigh par H2et He. L’opacit´e de CH4est aussi calcul´e, d’apr`es les donn´ees de la base GEISA.
Dans la litt´erature, les temp´eratures effectives Teffdes plan`etes en<orbite rapproch´ee>sont prises ´egales `a la temp´erature d’´equilibre Teqde la plan`ete `a une distance D donn´ee de l’´etoile centrale, et pour un alb´edo A donn´e (Guillot et al., 1996) : Teq=T? (R? =2D) 1=2 [f(1 A)℄ 1=4 (5.1)
avec T? temp´erature de l’´etoile, R? rayon de l’´etoile, et f coefficient ´egal `a 1 si la chaleur est r´epartie uniform´ement sur la plan`ete, ´egal `a 2 si seule la partie ´eclair´ee rayonne l’´energie absorb´ee. Cette estimation de Teffest en r´ealit´e une approximation, puisque , durant l’´evolution d’une plan`ete illumin´ee par une ´etoile parente ou bien pour les objets tr`es massifs `a faible distance orbitale,
Teff>Teq `a cause du flux interne de la plan`ete/naine brune. De meilleures es-timations de la temp´erature effective doivent ˆetre donn´ees par le traitement ri-goureux de l’atmosph`ere de l’objet et par des mod`eles de l’int´erieur plan´etaire. Les propri´et´es absorbantes et diffusantes de la poussi`ere affectent forte-ment l’atmosph`ere des EGPs. Il devrait en r´esulter alors un rayonneforte-ment r´efl´echi plus ou moins intense dans le visible et le proche infrarouge selon la localisation de cette poussi`ere dans l’atmosph`ere. De plus, la poussi`ere est susceptible de pi´eger d’autres ´el´ements constituant les mol´ecules absorbantes de l’atmosph`ere, r´eduisant ainsi localement l’opacit´e de ces mol´ecules et donc, alt´erant le profil de temp´erature. La figure 5.4 montre l’effet de la poussi`ere (ici sous forme de silicate MgSiO3qui suit la courbe de condensation ) sur le spectre r´efl´echi deτBoo B : on y voit notamment l’augmentation du flux entre
4000 et8000 ˚A, et aussi la r´eflexion de certaines signatures spectrales de l’´etoileτBoo A par l’atmosph`ere plan´etaire, comme la raie Hβ`a 4860 ˚A ou le doublet Ca II `a 3932 ˚A. Globalement, bien que la quantit´e de silicate form´ee soit suffisante pour modifier le spectre en r´eflexion, elle n’est pas suffisante pour diminuer ni l’opacit´e de H2O ni celle de TiO.
Plus g´en´eralement, le spectre montre que les motifs d’absorption stellaires sont r´efl´echis par l’atmosph`ere de la plan`ete dans la r´egion UV proche, car il s’agit de la r´egion spectrale o `u la diffusion Rayleigh de H2domine devant l’ab-sorption. La remont´ee du flux en-dessous de 4220 ˚A est due `a la d´ependance enλ 4de la diffusion Rayleigh.
Une des conclusions de ce travail est que le flux de l’EGP ´eclair´ee par une ´etoile parente est plus intense, dans les r´egions spectrales o `u la diffusion a lieu, que celui d’un objet isol´e. L’effet est d’autant plus marqu´e que la diff´erence de temp´erature entre le/la compagnon plan´etaire/naine brune et l’´etoile centrale est grande.
5.2 Seager & Sasselov 49
FIG.5.3: Profils de temp´erature d’un objet substellaire `a Teff=1835K pour diff´erents mod`eles : en trait plein, pour un transfert radiatif d´etaill´e (Seager & Sasselov, 1998), en pointill´e, avec la condition aux limites Teqen haut de l’atmosph`ere, en tiret, pour une naine brune isol´ee.
FIG.5.4: Spectre de r´eflexion stellaire et spectre thermique, `a basse r´esolution, calcul´es pour τ Boo. Le spectre du haut est celui de l’´etoile τ Boo A. La courbe du bas, en trait fin, correspond au cas o `u la poussi`ere de silicate est incluse. La courbe en bas, en trait plus ´epais, illustre le cas sans poussi`ere. La courbe en tiret correspond `a un corps noir de temp´erature 1580 K.
Deuxi`eme partie
Sommaire
6 Hypoth`ese sur l’´etoile et la plan`ete 55
7 Les bases du mod`ele 57
7.1 composition chimique de l’atmosph`ere gazeuse . . . 57