L’exploration des mondes extrasolaires

Franck Selsis

Laboratoire d’Astrophysique de Bordeaux

(CNRS, Université Bordeaux 1) fselsis@gmail.com

L’exploration des mondes extrasolaires

Mars Express (ESA)

MESSENGER (NASA)

CASSINI (NASA/ESA)

CASSINI (NASA/ESA)

Longueur d’onde (μm)

flux à 10 pc (photons m2 μm -1 hr-1 )

O

CO2

O

H2O

H2O

H2O

H2O

H2O CO2

CO2

CO2

Selsis & Tinetti (2005)

vent

2H

O + CO

+ h ν CH

O + O

+ H

O

x10

Franck Selsis Chercher des signatures de vie dans les atmosphères d’exoplanètes Académie des sciences 31 mars 2015

1869 aujourd’hui

pouvoir

d’observation Biosphère

martienne

masse rayon

température luminosité

durée de vie

A

G

K

10 pc

392 étoiles

F

M

Naines

Brunes

«voir» une exoplanètes : 3 challenges

- la luminosité de la planète - le contraste planète/étoile

- la résolution angulaire

planète

étoile

19

«voir» une exoplanètes : 3 challenges

- la luminosité de la planète - le contraste planète/étoile

- la résolution angulaire

20

21

HR 8799

Marois et al., 2008

25

26

Credit: Marcy

Telescope de 3.6m a l’ESO, Chile

1999 -- Premier transit

HD 209458

33

34

10⁴ 10³ 100 10 1 0.1 10

1

Flux stellaire (S0)

Rayon de la planète (Rterre)

10⁴ 10³ 100 10 1 0.1 0.01

10³

100

10

1

Flux stellaire (S0)

Masse de la planète (Mterre)

zon

Flux stellaire reçu par la planète

Kepler-16b

•

•

Slide from Sean Raymond

40

41

−1.0 −0.5 0.0 0.5 1.0

−1.0

−0.5 0.0 0.5

1.0 Kepler−16

AU AU

−1.0 −0.5 0.0 0.5 1.0

−1.0

−0.5 0.0 0.5

1.0 Kepler−34

AU AU

−1.0 −0.5 0.0 0.5 1.0

−1.0

−0.5 0.0 0.5

1.0 Kepler−35

AU AU

−1.0 −0.5 0.0 0.5 1.0

−1.0

−0.5 0.0 0.5

1.0 Kepler−38

AU AU

−1.0 −0.5 0.0 0.5 1.0

−1.0

−0.5 0.0 0.5 1.0

−1.0 −0.5 0.0 0.5 1.0

−1.0

−0.5 0.0 0.5

1.0 Kepler−47

AU AU

−1.0 −0.5 0.0 0.5 1.0

−1.0

−0.5 0.0 0.5

1.0 PH−1

AU AU

−1.0 −0.5 0.0 0.5 1.0

−1.0

−0.5 0.0 0.5

1.0 Kepler−413

AU AU

−1.0 −0.5 0.0 0.5 1.0

−1.0

−0.5 0.0 0.5

1.0 KIC 9632895

AU AU

−2 −1 0 1 2

−2

−1 0 1 2

instability zone

scaled orbits, a/a_c

Figure 9 Gallery of the Kepler circumbinary planetary systems. Each panel has the same scale. Orange orbits are for the primary stars, red are for the secondary stars, and blue are for the planets. Near the bottom of each panel, a side view is shown, with the gray line indicating the stellar orbital plane. In the bottom right panel, the orbits are scaled to the size of the critical semi-major axis for stability (ac) as estimated from the equations by Holman & Wiegert (1999). The planets seem to bunch just outside the instability zone (although Kepler-47’s exterior planet is too distant to fit in this plot).

Despite these difficulties, Armstrong et al. (2014) attempted to calculate the occurrence rate of circumbinary planets. They evaluated the observability of circumbinary planets within the sample of Kepler eclipsing binaries and tested for consistency between the currently-detected systems and various proposed planet distributions. They favored a model in which around 10% of binaries host a 6−10 R⊕ planet on a nearly coplanar orbit (∆i ∼^< 5^◦) somewhere between the stability limit and an outer period of 300 days. This fraction of

≈10% is consistent with the rates seen around single stars (Table 1). The implication is that

∼> 6 R⊕ planets populate the space ! 1 AU just as readily around binaries as single stars.

However, when they allowed for the possibility of noncoplanar orbits, no firm conclusion could be reached owing to a degeneracy between coplanarity and multiplicity.

29

Systèmes circumbinaires (type p)

Winn & Fabrycky, 2015

type S

~70 systèmes connus

mais seulement 5 avec moins de 50 UA entre les deux étoiles

Gillon et al., 2007, Fortney et al., 2007

GJ436 b

Gillon et al., 2007

22 M_earth

~1 R _Nept 0.029 AU 0.45 M_Sun

Maness et al., 2006

100% H2O

100% rock

100% iron

data from exoplanets.org

R(M) from Fortney et al., ApJ, 2007

47

HD189733 8 microns

Knutson et al.,

2008 ^~2%

Orbital phase

0.4%

~ 1%

Wavelength

~ R_planet²/R_star²

Star flux

~0,01%

~ 1%

Wavelength Star flux

~ R_P²/R_*²

~ 2ΔR_P×R_P/R_*² ΔR_P~ H = kT/µg

HD189733 8 microns

Knutson et al.,

2008 ^~2%

Orbital phase

0.4%

52

HD189733 8 microns

Knutson et al.,

2008 ^~2%

0.4%

4) Caractérisation des exoplanètes : atmosphères

Kreidberg et al., 2014

Stevenson et al., 2014

Transmission

Emission

- composition moléculaire et élémentaire des atmosphères (chaudes)

- étude des climats (dynamique, nuages) - comprendre l’origine et l’évolution des atmosphères

pré-requis indispensable pour la future recherche de biosignatures

Google/images : Kepler 186 f

La zone habitable

Océan liquide Océan vaporisé

(puis perdu dans l’espace)

Océan gelé

oceans vaporized (1D)

oceans vaporized (3D) present Earth

Sun

Leconte et al., Nature 2013

CO ₂

carbonates

CO _{CO 2}

2

carbonates

carbonate-silicate cycle

Walker et al., 1981

Il y a 4 milliards d’années

aujourd’hui

dans 2 milliard d’année

ZH

Où la vie peut exister ou Où l’on peut trouver la vie Habitabilité

système solaire exoplanètes

ZH

C’est la zone où la photosynthèse est possible

(eau et rayonnement stellaire disponibles simultanément)

C’est la zone privilégiée pour une future recherche de

signatures spectrales atmosphériques liées à la vie

Habitable zone Aquazone Surfzone ?

ZH

1 étoile sur 1000 dans la Galaxie possède une planète

géante sur une orbite circulaire

Le “Grand Tack”

Walsh, Morbidelli,

Raymond, O’Brien, Mandell 2011, Nature, 475, 206

- les étoiles M sont les plus abondantes : ~80% des étoiles

- la majorité possède des planètes telluriques (>1 par étoile)

- les techniques d’observations marchent mieux pour les étoiles M

- étoiles actives : forte émission X, extrême UV, flares, éjections coronale

- évolution : luminosité décroissante

- les étoiles M sont les plus abondantes : ~80% des étoiles

- la majorité possède des planètes telluriques (>1 par étoile)

- les techniques d’observations marchent mieux pour les étoiles M

-

Mais une planète dans la zone habitable est

forcément très différente de notre planète

- étoiles actives : forte émission X, extrême UV, flares, éjéctions coronale

- évolution : luminosité décroissante

- spectre différent du Soleil : plus (infra)rouge

- les étoiles M sont les plus abondantes : ~80% des étoiles

- la majorité possède des planètes telluriques (>1 par étoile)

- les techniques d’observations marchent mieux pour les étoiles M

-

Mais une planète dans la zone habitable est

forcément très différente de notre planète

- étoiles actives : forte émission X, extrême UV, flares, éjéctions coronale

- évolution : luminosité décroissante

- spectre différent du Soleil : plus (infra)rouge

- forts effets de marées dans la Zone Habitable

- les étoiles M sont les plus abondantes : ~80% des étoiles

- la majorité possède des planètes telluriques (>1 par étoile)

- les techniques d’observations marchent mieux pour les étoiles M

-

Mais une planète dans la zone habitable est

forcément très différente de notre planète

rotation lente, synchrone résonance spin-orbite ?


piège pour

H

O, CO

?

obliquité = 0°


piège pour

H

O, CO

?

Température de Surface

- étoiles actives : forte émission X, extrême UV, flares, éjéctions coronale

- évolution : luminosité décroissante

- spectre différent du Soleil : plus (infra)rouge

- forts effets de marées dans la Zone Habitable

- pas de planètes géantes

- formation des planètes très « violente »

- les étoiles M sont les plus abondantes : ~80% des étoiles

- la majorité possède des planètes telluriques (>1 par étoile)

- les techniques d’observations marchent mieux pour les étoiles M

-

Mais une planète dans la zone habitable est

forcément très différente de notre planète

Texte

télescope spatial

James Webb (2018)