Caractérisation de l’atmosphère des exoplanètes en transit

Télécharger le fichier pdf d’un mémoire de fin d’études

Les détections d’exoplanètes aujourd’hui

On montre sur la Figure 1.2 les planètes confirmées en fonction de leur méthode de détection. Aujourd’hui, plus de 4100 exoplanètes ont été découvertes, autour de plus de 3000 étoiles 8. Les découvertes sporadiques de la fin des années 90 ont été remplacés par des grandes campagnes de surveys, publiant les découvertes de planètes par dizaines.

Les populations d’exoplanètes

La Figure 1.2 présente les planètes confirmées, représentées en fonction de leur masse, de leur période orbitale et de leur méthode de détection. On peut tout d’abord remarquer la grande diversité des exoplanètes détectées. Les masses des planètes s’étalent entre la masse de la Terre (0,003 MJup 9) et 24 MJup. Les périodes orbitales vont de 0,1 j à 5 104 j.
Les méthodes d’observations présentées ci-dessus ont des biais, visibles sur la Fi-gure 1.2. Tout d’abord, la plupart des planètes observées sont des planètes proches de leur étoile. On note que 73 % des planètes confirmées ont une période orbitale infé-rieure ou égale à 50 j, et 44 % inférieure à 10 j 10. En effet, la détection nécessite dans beaucoup de cas d’observer le système sur plusieurs orbites, pour assurer que les si-gnatures observées sont bien dues à une planète. Dans le cas des vitesses radiales, les télescopes ne sont pas pointés en permanence sur un objet, mais font généralement des mesures sporadiques qui seront ensuite rassemblées, et qu’on essayera de replier sur une période. Si aucune ne fonctionne, le signal ne contient pas de périodicité et donc pas de planète. Si les transits peuvent également être mesurés avec des mesures sporadiques, la plupart du temps les télescopes sondent une région précise du ciel en suivant un grand nombre d’étoiles simultanément. Dans les deux cas, si les périodes sont trop longues, il est difficile de conclure en des temps raisonnables.

Prospective pour la détection

Plusieurs grands observatoires, au sol ou dans l’espace, participent à l’étude des exo-planètes. Les contraintes et avantages des missions au sol ou dans l’espace sont très différentes, et les synergies entre ces différents modes d’observations sont indispen-sables.

Les observatoires au sol

Les observatoires au sol ont moins de contraintes de masse et d’encombrement que les missions spatiales. De ce fait, la spectrométrie à très haute résolution néces-saire à la mesure des vitesses radiales est conduite avec des instrumentations au sol tels que Elodie (1ère détection d’exoplanète, décomissionné en 2006) et Sophie (évolution du spectromètre Elodie, actuellement en fonctionnement) à l’OHP, ou encore HARPS et HARPS-Nord, respectivement installés à la Silla au Chili (Observatoire Eu-ropéen Austral – ESO) et à La Palma aux Îles Canaries, pour n’en citer que quelques uns. Il est également possible, au sol, de conduire des surveys automatiques en pho-tométrie de transit. En particulier, WASP-South et WASP-North sont les observatoires les plus prolifiques en terme de détections depuis le sol, avec plus de 150 planètes découvertes. Les deux instruments consistent en deux séries de caméras portées par une monture qui balaye le ciel en relevant la photométrie des étoiles. Il existe près d’une cinquantaine d’observatoires et instruments au sol en photométrie et en spec-trométrie, tous enrichissant les mesures (CARMENES, GPI, KELT, SPHERE, TRAPPIST, SPIRou, etc.). La tendance est à observer de plus en plus en infrarouge, dans les bandes où les perturbations de l’atmosphère de la Terre (émission ou absorption) ne sont pas trop fortes. Lorsqu’une planète est découverte, il est nécessaire d’effectuer un suivi des observations avec plusieurs instruments pour confirmer la détection. Beaucoup de ces instruments sont dédiés à ces observations de suivi.

Les observatoires spatiaux

Observer depuis l’espace pour l’étude de l’atmosphère des exoplanètes, permet de s’affranchir de celle de la Terre. En effet, l’atmosphère terrestre est opaque à certaines longueurs d’onde en particulier dans l’infrarouge. Dans les régions spectrales que l’at-mosphère terrestre n’arrête pas, la chaleur de la Terre perturbe les observations en infrarouge. L’atmosphère contient également des espèces chimiques qu’on veut détec-ter ailleurs. Si elle n’est pas opaque, elle perturbe donc les mesures spectroscopiques. De plus, l’atmosphère terrestre n’est pas stable, et les mouvements de masse d’air en-trainent des distorsions de la Fonction d’Étalement du Point (PSF – Point Spread Func-tion). L’accès à l’espace permet donc à l’instrumentation d’être plus stable, sans être perturbée par la Terre et son atmosphère (voir Figure 1.4). En particulier, sans atmo-sphère, l’alternance jour/nuit et les aléas météorologiques n’existent pas et il devient possible d’observer dès que la source est dans le champ de vue du télescope. Les opé-rations, commandées à distance en avance, rendent alors l’observatoire très versatile.
Les télescopes scientifiques étant des pièces uniques repoussant les limites tech-niques, les temps de développement sont généralement longs (typiquement une di-zaine d’années ; plus dans certains cas comme pour le James Webb Space Telescope (JWST)), et la construction est complexe. Cette exigence vient en partie du fait que les limites en masse et en gabarit sont importantes, puisque le télescope en entier doit rentrer dans un lanceur spatial et résister au lancement et à l’environnement spatial. Cela contraint également le type d’instrument utilisé dans l’espace ; par exemple, les spectromètres à haute résolution sont, à ce jour, trop encombrants pour être embar-qués à bord d’un satellite ; ces observations sont alors uniquement menées depuis le sol. De plus, la fiabilité nécessaire aux équipements est essentielle puisqu’une fois dans l’espace, les télescopes ne peuvent pas être réparés 13. Si des corrections du logiciel de bord sont possibles à distance, tout le matériel envoyé dans l’espace est « définitif », et toute défaillance matérielle l’est aussi.
CoRoT [2007 – 2014] La première mission spatiale dédiée notamment à la détection et à l’étude des exoplanètes est la mission française CoRoT (CNES – ESA), en service entre 2007 et 2014. La mission est équipée d’un télescope de 27 cm de diamètre qui observe ses cibles en lumière visible. En pratique, la trentaine de planètes découvertes par CoRoT est principalement composée de jupiters chauds ou au moins de planètes gazeuses, exception faite de Corot-7b qui est la première planète tellurique découverte en dehors du système solaire, en 2009.
Kepler [2009 – 2018] Le satellite Kepler (NASA) est un satellite emblématique de la recherche des exoplanètes. Ce satellite, actif entre 2009 et 2018, est celui qui a décou-vert le plus d’exoplanètes. Avec 2700 détections, il a, à lui seul, découvert 67 % des exoplanètes connues, dans un champ de vue fixe. L’instrument a été conçu pour cher-cher des planètes telluriques dans la zone habitable des étoiles 14. Parmi les planètes découvertes par Kepler, 9 orbitent dans la zone habitable de leur étoile.
TESS [2018 – ] La mission TESS (NASA) est une nouvelle mission américaine, entrée en service en 2018. Son but scientifique est de sonder les étoiles brillantes proches du système solaire, pour détecter des transits planétaires. Le satellite balaye avec ses multiples cameras 85 % du ciel. Un des objectifs de la mission TESS est de trouver des sources qui se prêtent bien à une caractérisation de leur atmosphère par les futures missions comme le JWST.
CHEOPS [2019 – ] Le satellite CHEOPS (ESA – Cosmic Vision S1) est une mission spatiale européenne, menée par une équipe suisse, dont un des objectifs est mesurer le rayon des exoplanètes découvertes par la méthode des vitesses radiales, et de préciser des mesures déjà obtenues par d’autres instruments. Avec ces rayons ajustés, les me-sures de densité des planètes seront plus précises. La mission a été lancée en 2019 pour effectuer des mesures dans le visible pendant les trois prochaines années au moins.
13. À l’exception du télescope Hubble, en orbite moyenne autour de la Terre, qui a bénéficié de missions périodiques de réparation par la navette spatiale américaine. Une première en 1993 pour corriger un défaut optique et changer les panneaux solaires, d’autres en 1997, 1999, 2002 et 2009 pour réparer, améliorer et ajouter des instruments scientifiques, et réhausser son orbite.
14. La zone habitable d’une étoile est une zone autour de l’étoile à l’intérieur de laquelle il est thermo-dynamiquement possible que de l’eau se trouve à l’état liquide en surface d’une planète. Elle est délimitée à l’intérieur par la limite à laquelle l’eau à l’équilibre se trouve sous forme de gaz. La limite extérieure de la zone habitable est la ligne de glace, à partir de laquelle l’eau est considérée comme une roche, à l’état solide à l’équilibre thermodynamique. C’est donc une propriété de l’étoile.
PLATO [2028 – ] La mission PLATO (ESA – Cosmic Vision M3) est une mission prévue pour 2028, dont le but principal est de détecter des planètes de type terrestre autour d’étoiles comme le Soleil. Le but de cette mission est également d’étudier les para-mètres stellaires pour affiner nos connaissances des systèmes. Plus la précision sur les paramètres est bonne, et mieux il est possible d’estimer les caractéristiques indirectes comme la densité de la planète, son âge ou son état d’évolution. Ces connaissances permettent d’anticiper les observations en utilisant au mieux les capacités des obser-vatoires à notre disposition.

Les observations spatiales

Les missions spatiales ont toujours joué un rôle crucial pour l’étude des exoplanètes, de la découverte à leur caractérisation. S’il existe plusieurs télescopes spatiaux dé-diés à la détection des exoplanètes (voir Section 1.3.2), il n’y a pas encore de mission en opération dédiée à la caractérisation de l’atmosphère des exoplanètes (voir Cha-pitre 3). Les mesures de ce type menées jusqu’à ce jour dans l’espace l’ont été grâce à des observatoires généralistes, à savoir Hubble et Spitzer (Figure 2.1).
Les observations concernant les atmosphères d’exoplanètes menées depuis l’espace sont donc principalement de la spectroscopie basse résolution ou photométrie de pla-nètes en transit. On peut noter que pour les transits comme pour les courbes de phase, toutes les mesures sont effectuées en comparaison du flux de l’étoile, on dit qu’elles sont auto-calibrées en flux. Il est cependant possible de mesurer directement le flux de l’étoile seule dans le cas d’une observation couvrant l’éclipse.

Les transits primaires

On a présenté Section 1.1.1 la détection des exoplanètes par la méthode des transits. La spectroscopie de transit consiste à faire le même genre d’observation, en utilisant plusieurs longueurs d’onde.
L’idée est qu’un photon à une longueur d’onde donnée passe aux limbes de l’atmo-sphère (voir Figure 2.2). Si l’énergie d’un photon est proche de l’énergie d’excitation d’une molécule composant l’atmosphère traversée, il y a des chances qu’il soit absorbé. Dans ces longueurs d’ondes, la planète apparaît plus grosse, puisque les molécules de l’atmosphère arrêtent la lumière de l’étoile. Cette technique sonde la région des limbes de la planète où se situe le terminateur ; on sonde alors la région de transition entre le côté jour et le côté nuit de la planète. On compare alors le spectre de l’étoile sans pla-nète devant, au spectre de l’étoile modifié par le spectre en transmission de la planète pendant le transit. Les principales détections de signatures moléculaires sont obser-vées dans l’infrarouge (Deming et al. (2013), voir Tableau 3.1). L’étude des transits est un bon outil pour sonder la composition des atmosphères de planètes extra-solaires. De plus, plus la hauteur d’échelle de l’atmosphère est grande, et plus la couronne de l’atmosphère de la planète sera large.
Les abondances La composition de l’atmosphère, c’est à dire l’abondance des élé-ments chimiques qui la composent, est une problématique essentielle de la caractéri-sation de l’atmosphère des exoplanètes. La Figure 2.3 présente plusieurs exemples de spectre en transmission de jupiter-chauds (Sing, 2018), mesurés par HST et Spitzer. On peut y repérer les signatures de l’eau (H2O), et l’effet des nuages. Récemment, Tsiaras et al. (2019) et Benneke et al. (2019) ont mis en évidence de l’H2O sur K2-18-b, une planète de 8 MC dans la zone habitable de son étoile, à l’aide de données du satellite HST. La connaissance de la composition atmosphérique ouvre les portes de la chimie.

Difficultés associées aux observations d’atmosphères

Détecter des atmosphères d’exoplanètes est plus difficile que détecter des exopla-nètes elles-mêmes. En effet, les signaux recherchés sont plus faibles et le plus souvent noyés dans des systématiques instrumentales.

La faible amplitude des signaux

Les difficultés de l’observation des atmosphères d’exoplanètes en transit sont de différentes natures selon que l’on observe un transit primaire ou une éclipse.

Les transits La profondeur de transit F p q/F , exprimée dans l’Équation 1.1, peut s’exprimer de façon plus générale : F p q=Foutp q Finp q,(2.4)

6. Une espèce chimique émet ou absorbe à une longueur d’onde précise. La largeur théorique de la raie mesurée dépend alors intrinsèquement de l’agitation thermique, produisant un élargissement par effet Doppler. La raie peut être plus large ou déformée si le gaz en lui-même est en mouvement.

DIFFICULTÉS ASSOCIÉES AUX OBSERVATIONS D’ATMOSPHÈRES 25

où Fout est le flux mesuré en dehors du transit, comptant l’étoile et la planète, et Fin est le flux pendant le transit, avec la longueur d’onde. Les variations de flux dépendent alors de la composition atmosphérique, qui rend l’atmosphère opaque sur plusieurs hauteurs d’échelle H. La hauteur d’échelle est un paramètre caractérisant l’étalement en hauteur de l’atmosphère. Elle correspond à la hauteur à laquelle il faut monter pour réduire la pression d’un facteur e ( 2,718). H = kT ,mg (2.5) où k est la constante de Stefan-Bolzmann, T est la température, m est la masse moléculaire moyenne de l’atmosphère, g l’accélération de la gravité sur la planète. On remarque que H est inversement proportionnel à la masse moléculaire de l’atmo-sphère ; c’est à dire que plus elle est composée d’éléments légers, plus H sera grand. En première approximation, considérant l’émission de la planète comme négligeable, en ignorant l’assombrissement centre-bords, on peut réécrire l’expression de la profon-deur de transit (adapté de la formulation de Deming et al. (2018)): FR2R2 F p q = Rplanète 2RplanèteHA , (2.6)

où A est le nombre de hauteurs d’échelle opaques à . Pour la détection avec la mé-thode des transits, en photométrie, le terme de dépendance en longueur d’onde est négligé (Équation 1.1). Dans le cas de la spectroscopie de transit, ce sont les varia-tions de ce terme qu’on veut mesurer. Le spectre en transit est donc la variation de la profondeur de transit en fonction de la longueur d’onde (exemples Figure 2.3) : Ap q = 2RplanèteHA . (2.7)

Le spectre en transmission de la planète présente des signaux très faibles, de l’ordre de quelques dizaines à quelques centaines de ppm ou moins (par exemple Encrenaz (2014)). En effet, l’atmosphère de la planète représente un anneau fin, autour du disque apparent de la planète, et seule la portion de la lumière de l’étoile passant à travers cet anneau est affectée par l’absorption de l’atmosphère. Cette surface est très petite devant la surface du disque de l’étoile, ce qui explique des signatures aussi petites. Les sources les plus favorables pour ces observations sont alors les planètes de type jupiter (Rplanète grand), chaudes et riches en H et He (H grand).

L’éclipse La profondeur d’éclipse est exprimée par l’Équation 2.1, et dépend princi-palement du contraste en émission entre l’étoile et la planète. En photométrie, on peut exprimer ce contraste dans le visible et le proche infrarouge V-NIR en utilisant la loi de Stefan-Bolzmann (adaptée de la formulation de Encrenaz (2014)) : V-NIR = 2 Teff 4 (2.8) avec Teff la température effective de l’étoile. La température d’équilibre Teq d’une pla-nète est la température effective de la planète, obtenue en distribuant l’énergie reçue de l’étoile sur toute la surface de la planète. Elle s’exprime : Teq = p1 ABq 1/4 Teffc (2.9) avec AB l’albédo de la planète, et a le demi-grand axe de l’orbite. On remarque alors que V-NIR9 a 2, ce qui favorise fortement les planètes en orbite proche de leur étoile pour les observations de l’éclipse.

Dans l’infrarouge moyen, le contraste peut se réécrire, en utilisant l’approximation de Rayleigh-Jeans pour l’émission de corps noir (h ! kT ) : MIR = R 2 Teff . RplanèteTeq(2.10)

Pour les jupiter-chauds, ces ratios sont de l’ordre de V-NIR 10−4 et MIR 10−3. Il y a alors deux façons d’obtenir des ratios plus favorables pour ces observations. Premièrement, privilégier les sources orbitant des étoiles de type M, de luminosité plus faible ; deuxièmement en observant dans l’infrarouge moyen, plus favorable pour le contraste.

Les courbes de phases Dans le cas des observations de courbe de phase, on essaye de voir des variations tout au long de la courbe. Les variations attendues sont alors plus petites que celles attendues pour l’éclipse et donc plus difficiles à détecter.

La stabilité des instruments

L’instrument lui-même peut influer sur les mesures. Des variations temporelles de la sensibilité et de la réponse du détecteur peuvent entraîner des artéfacts dans le signal (Deming et al., 2018). Des variations de pointage (jitter) du télescope, des bruits ther-miques et des déformations mécaniques peuvent également faire varier le signal au cours du temps. Les observations de transits, d’éclipses et de courbes de phase repo-sant sur la mesure fine des variations d’intensité lumineuse, il est crucial de décorréler les évolutions instrumentales, de celles dues à la source pour traiter les données cor-rectement (Stevenson et al., 2012; Parviainen, 2018).

Le rapport de stage ou le pfe est un document d’analyse, de synthèse et d’évaluation de votre apprentissage, c’est pour cela chatpfe.com propose le téléchargement des modèles complet de projet de fin d’étude, rapport de stage, mémoire, pfe, thèse, pour connaître la méthodologie à avoir et savoir comment construire les parties d’un projet de fin d’étude.

Table des matières

Abstract
1 Les exoplanètes et leur détection
1.1 Les transits dans la détection des exoplanètes
1.1.1 La méthode des transits
1.1.2 Complémentarité entre transits et vitesses radiales
1.2 Les détections d’exoplanètes aujourd’hui
1.2.1 Les populations d’exoplanètes
1.2.2 L’étude statistique des exoplanètes
1.3 Prospective pour la détection
1.3.1 Les observatoires au sol
1.3.2 Les observatoires spatiaux
2 Caractérisation de l’atmosphère des exoplanètes en transit
2.1 Les observations spatiales
2.1.1 Les transits primaires
2.1.2 Les éclipses
2.1.3 Les courbes de phase
2.2 Les observations au sol
2.3 Difficultés associées aux observations d’atmosphères
2.3.1 La faible amplitude des signaux
2.3.2 La stabilité des instruments
2.3.3 Le traitement des données
3 Perspectives pour la caractérisation d’atmosphères et défis associés
3.1 Pour aller plus loin
3.2 Le James Webb Space Telescope
3.2.1 Un observatoire généraliste
3.2.2 Utilisation pour les exoplanètes
3.2.3 Les observations prévues avec le JWST
3.2.4 Focus sur MIRI-LRS
3.3 ARIEL
3.3.1 La stratégie d’observation
3.3.2 Les instruments
3.3.3 Complémentarité avec le JWST
3.4 Défis associés aux futures observations
4 ExoNoodle : Générateur de séries temporelles de spectres d’exoplanètes en transit
4.1 Comparaison avec l’existant
4.1.1 Les modèles de transits
4.1.2 Les modèles de courbe de phase
4.1.3 Les modèles de spectres en transmission
4.1.4 Les spécificités d’ExoNoodle
4.2 Les contributions
4.2.1 L’étoile
4.2.2 La planète
4.2.3 Les paramètres orbitaux
4.3 Architecture
4.4 Détails de calcul
4.4.1 Spectre compilé
4.4.2 Expressions usuelles
4.4.3 Calcul des échelles du système
4.4.4 Fonctions des phases du système
4.4.5 L’assombrissement Centre-Bord
4.5 Exemples d’utilisation
4.5.1 Les spectres
4.5.2 Courbe de lumière
4.6 Comparaison avec PYLIGHTCURVE
4.7 Projet en open source
5 Simulations de données MIRI/LRS
5.1 MIRISim
5.1.1 Utilisation
5.1.2 Architecture
5.1.3 Données simulées
5.1.4 Les effets détecteurs implémentés
5.1.5 Limitations dans le cadre des exoplanètes
5.2 Caractérisation des détecteurs
5.2.1 Définitions
5.2.2 Modélisation des effets
5.3 Introduction des systématiques
5.3.1 Conditions de simulation
5.3.2 Algorithmique
5.4 Résultats
5.4.1 Temps de dissipation des systématiques instrumentales
5.4.2 Les observations synthétiques
5.5 Utilisation des données simulées
5.5.1 Le data challenge JWST – ERS
5.5.2 CASCADe
6 Conditions de validation de l’hypothèse ‘dark-planet’
6.1 Etude analytique
6.1.1 Formulation analytique
6.1.2 Dépendance aux différentes caractéristiques du système
6.2 Expérience avec des courbes de lumières simulées
6.2.1 La sélection des planètes
6.2.2 Générer les courbes de lumière
6.2.3 Méthode d’ajustement des courbes synthétiques
6.2.4 Discussion sur la dispersion statistique due au bruit
6.3 Etude comparative des simulations avec le modèle analytique
6.3.1 Comparaison des résultats
6.3.2 Exploration de la variation en e
6.3.3 Corrélations avec des paramètres du système
6.3.4 Correction à l’aide d’un continuum polynomial
6.4 Discussion
7 Conclusions et perspectives
A Publications et Conférences
B ExoNoodle
C Caractéristiques complètes des planètes de l’étude de l’hypothèse darkplanet
Glossaire des notations
Glossaire des acronymes
Bibliographie 14