Planetary Formation. IPSA April-May

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Danielle Corriveau
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1 Planetary Formation IPSA April-May 2017 Thu 27/04 : 8h30 Tue 02/05 : 13h30 Thu 04/05 : 8h30 Fri 05/05 : 13h30 Thu 11/05 : 8h30 Salle 307 Salle 308 Salle B13 Amphi 17 Salle B13 kevin.baillie@obspm.fr

2 Formation planétaire 1. Le Système solaire : ce qu'il nous dit sur ses origines 2. Exoplanètes : de nouveaux indices 3. Les disques protoplanétaires 4. Formation, croissance, évolution des planètes 5. Migration des planètes 2

3 Depuis : RV brown dwarf? 1992 : Timing orbiting around a pulsar 3

Quelques chiffres > 3475 exoplanètes détectées (13/04/2017) dont 581 systèmes multiples + 4496 candidates 1 étoile sur 2 aurait des planètes 100 milliards d'étoiles dans la Galaxie 1-10 planètes par

4 Quelques chiffres > 3475 exoplanètes détectées (13/04/2017) dont 581 systèmes multiples candidates 1 étoile sur 2 aurait des planètes 100 milliards d'étoiles dans la Galaxie 1-10 planètes par étoile > 50 milliards de planètes dans la Galaxie > 150 nouvelles planètes découvertes chaque année Les planètes terrestres sont aussi courantes que les planètes géantes Grande diversité d'exoplanètes 4

5 Des découvertes récentes 1ère planète extrasolaire : Autour du Pulsar PSR B , découverte par le radiotélescope d'arecibo en 1992 par Aleksander Wolszczan Pulsar Timing : on mesure les variations dans la périodicité du pulsar, créées par une planète en orbite. 1ère exoplanète autour d'une étoile de type solaire : 51 Peg b (radial velocity) Michel Mayor et Didier Queloz en 1995 à l'ohp 150 ME à 0,052 AU ( T = 4j ) Jupiter chaud 1 Jupiter mass = 318 Earth masses = 0,001 Solar mass 5

6 Imagerie directe 6

7 Imagerie directe Difficile : Lplanet / L* ~ 10-9, comme une allumette à côté d'un phare besoin de très grands télescopes : ELT traitement d'images Perturbé par l'étoile interférométrie coronographie (reproduire une éclipse) et par les turbulences atmosphériques optique adaptative : senseur de front d'onde et optique déformable pour compenser télescope spatial : HST JWST La spectro directe donne accès à la chimie et la température 7

8 Direct imaging 8

9 Direct imaging The 4 planets known to date around star HR 8799: Keck obs. Marois et al., 2010 Coronographie 9

10 Imagerie différentielle 10

11 Imagerie différentielle 11

12 Les télescopes du futur Darwin (ESA): 6 space telescopes, (1.5 m in diameter) combined to form a telescope with the resolving power of a 30 meter telescope. 12

13 Spectrométrie : l'information chimique 13

déplacements angulaires dans la position de l'étoile Peu efficace au sol.

14 Astrométrie Observation par dessus Mesure des oscillations (wobble) qu'une planète induit sur la position de son étoile hôte en observant de minuscules déplacements angulaires dans la position de l'étoile Peu efficace au sol. Mouvement par rapport aux étoiles Gaia Mesures de périodes orbitales Ωpl = Ω* * = pl. ( Mpl / M* ) 14

16 Radial velocity 16

Doppler Spectroscopy Doppler Spectroscopy (or radial velocity): détecte des décalages périodiques des spectres stellaires dus à des planètes géantes.

17 Doppler Spectroscopy Doppler Spectroscopy (or radial velocity): détecte des décalages périodiques des spectres stellaires dus à des planètes géantes. i = inclinaison du pôle orbital avec la ligne de visée (LOS). Depuis le sol, on peut mesurer 3 m/s de décalage Doppler. i.e. une masse détéctable minimale de 33 ME. sini pour une planète à 1 AU autour d une étoile d 1Mo. La méthode la plus efficace à l heure actuelle. 17

18 Radial velocity Effet d'autant plus sensible que l'étoile est lumineuse et que la planète est proche Si on a les spectres de l'étoile avec et sans planète, on peut déterminer la composition chimique et la température de l'atmosphère de la planète. 2 redshifts : - vitesse radiale de l'émetteur : Doppler-Fizeau - redshift cosmologique : Expansion de l'univers L'effet Doppler explique l'élargissement des raies spectrales d'une étoile : la moitié des atomes viennent vers l'observateur par agitation thermique et l'autre moitié s'en éloigne on peut mesurer T*. 18

19 Radial velocity Observations «par la tranche» : détection par effet Doppler-Fizeau dans le spectre stellaire d'un mouvement vers l'observateur ou qui s'en éloigne λ 19

20 Radial Velocity (Doppler Shifts Of Star Light) Spectrographes Coralie, HARPS (La Silla) 20

21 Radial Velocity (Doppler Shifts Of Star Light) λ0 V = 0, radial 21

22 Radial Velocity (Doppler Shifts Of Star Light) λ0 λ1 V > 0, toward 22

23 Radial Velocity (Doppler Shifts Of Star Light) λ0 λ1 V = 0, radial 23

24 Radial Velocity (Doppler Shifts Of Star Light) λ0 λ1 λ2 V < 0, away 24

25 Radial Velocity (Doppler Shifts Of Star Light) λ0 λ1 λ2 V = 0, radial 25

26 Radial Velocity (Doppler Shifts Of Star Light) λ0 λ1 λ2 V > 0, toward 26

27 Radial Velocity (Doppler Shifts Of Star Light) λ0 λ1 λ2 λ2 - λ1 = v/c λ0 Peak-to-peak velocity difference! 27

28 51 Peg b 28

29 Qu'apprend-on sur la planète? P K 29

30 Radial Velocity Biais méthodologique vers les planètes les plus massives sur des orbites proches. On trouve aussi des systèmes planétaires multiples. 30

31 Radial Velocity Il faudrait connaître l inclinaison pour connaître la masse. Most planets are of smaller mass (though they are the hardest to find) low mass planets are very numerous indeed 31

32 Transits 32

33 Transits Idéalement : 90 entre l'inclinaison de l'orbite et la ligne de visée. On mesure la période. M* donne pl. 33

34 Transits Idéalement : 90 entre l'inclinaison de l'orbite et la ligne de visée. On mesure la période. M* donne pl. Le spectre de l'étoile la place sur le diagramme HR R* 34

35 Transits Idéalement : 90 entre l'inclinaison de l'orbite et la ligne de visée. On mesure la période. M* donne pl. Le spectre de l'étoile la place sur le diagramme HR R* La variation relative de flux est ( Rpl / R* )2 Rpl Si on a Mpl (vitesse radiale), on peut déterminer ρpl Télescope spatiaux : CoRoT, Kepler, PLATO Variations des Temps/Durée/Profondeur de Transits (TTV, TDV, TPV) : détection d'exoplanètes supplémentaires, voire d'exolunes. 35

36 Transits 36

37 HD Transit ~ 2 % Eclipse ~ 0,2 % Durée ~ 3h 37

38 Transits 38

39 Day-night contrast Zoom 39

40 Influence de l'inclinaison 40

41 Inclinaison 41

42 Durée du transit 42

43 Spectrum at secondary eclispse 44

inferred from mass & radius Atmospheric absorption spectroscopy Detection of unseen planets via timing variations

momentum, via the Rossiter-McLaughlin effect Secondary eclipse Measurement of the emergent spectrum of the planet

44 Qu'apprend-on sur la planète? Primary eclipse (transit) Radius measurement Mass measurements (if combined with radial velocity) Bulk composition inferred from mass & radius Atmospheric absorption spectroscopy Detection of unseen planets via timing variations Measurement of the relative inclination of stellar spin angular momentum versus planetary orbital angular momentum, via the Rossiter-McLaughlin effect Secondary eclipse Measurement of the emergent spectrum of the planet Measurement of orbit eccentricity Ultra-high spatial resolution, mapping the disk of the planet Other informations along the orbital phase: Longitudinal temperature maps and inferences concerning zonal winds 45

in Mercury-like orbits with four years of observing.

45 Kepler Stellar variability on the time scale of a transit limits the detectable size to about half that of Earth for a 1 AU orbit around a 1 Mo star or Mars size planets in Mercury-like orbits with four years of observing. Detection requires that the planet s orbital plane is near that of the Earth s. 100,000 potential target stars. 46

46 47

47 48

48 Microlentille gravitationnelle 49

49 Microlentille gravitationnelle Événement rare : requiert un alignement presque parfait. Dure quelques h/j, non reproductible. C'est le couple (étoile + planète) qui fait office de lentille. 50

50 Microlentille gravitationnelle Pic de brillance rapide + : Très sensible à toutes masses / orbites - : Requiert un réseau de télescopes dédiés observant >10x par nuit 51

51 Microlentille gravitationnelle 52

52 Coralie, HARPS HST, JWST Kepler, CoRoT, PLATO 54

54 Caractéristiques des exoplanètes 56

55 Des biais observationnels... 57

56 Des biais observationnels 58

57 > 3475 exoplanètes 59

58 Planet discoveries 60

59 Distances 61

60 Semi-major axis 62

61 Planet mass 63

62 Planet radius ~ 70,000 km 64

63 Planet density 65

64 Eccentricity 66

65 Star mass 67

66 Star metallicity 68

67 Measured temperature 69

68 Calculated temperature En interpolant la température d'après le rayon 70

69 A quoi ressembleraient ces planètes? Ammonia Cloud Jovians: Analogs of Jupiter and Saturn The clouds there are mostly made of ice crystals of ammonia, which freezes at a much lower temperature than water. 71

70 Water Cloud Jovians Gas giant planets with 150 K < T < 350 K Gas giants orbiting at similar distances to Earth and Mars are likely to have clouds of water ice as well 72

Such worlds would have entirely clear skies, rendering the entire planet a deep blue The upper atmospheres of gas giants

71 Clarified Jovians For planets between 350 and 900 Kelvins, clouds of water ice cannot form, and there is no other stable condensate available. Such worlds would have entirely clear skies, rendering the entire planet a deep blue The upper atmospheres of gas giants are mostly methane gas, which weakly scatters blue light. So, surprisingly, very warm planets would look quite similar to their more distantly orbiting cousins, like Neptune where it is too cold for clouds to form. 73

72 Hot Jupiters Hot Jupiter temperatures reach up to 1500 Kelvin. Hot Jupiters are probably radiating a great deal of heat internally So hot that their lower atmospheres expand and become incandescent, glowing faintly red. Temperatures are high enough for sodium to vaporize. Sodium interaction with Hydrogen would broaden absorption bands and make the atmosphere appear a dark grayish brown. Atmospheres are hot enough for significant loss. 74

! Probably tidally locked with periods of a few days Hot Jupiters probably have

73 Very Hot Jupiters These Jupiters are over 1500 Kelvin. Clouds of silicates can form, it would rain sand.! Probably tidally locked with periods of a few days Hot Jupiters probably have atmospheres thick enough to distribute heat relatively evenly across the planet (like Venus). The intense heating at the starward side would drive extremely powerful winds. 75

74 Planètes-océans 76

76 1ère exolune? 78

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