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Planètes extrasolaires - Publication n ° 3 (HD 209458b) "La signature de l'hydrogène chaud dans l'atmosphère de la planète extrasolaire HD 209458b" G. E. Ballester 1. D. K. Chantez 1,2 & F. Herbert 1 1 University of Arizona, USA 2 Institut d'Astrophysique de Paris, France Nature, 445, 511-514, 1 février 2007. Depuis 51 Pegasi b a été découvert en 1995, il a été estimé que ces planètes orbitent si près de leurs étoiles parentes que leurs atmosphères supérieures sont en grande partie chauffée à des températures de 10.000 K par l'immense UV extrême (EUV) stellaire. Depuis lors, 209 planètes extrasolaires ont été découvertes et plus de 15% d'entre eux sont également `` Jupiters chauds ''. Avec la découverte des transitant Jupiter chaud planète HD 209458b nouvelles opportunités sont venus au sujet en mesurant l'obscurcissement du disque stellaire produite alors que la planète transite. La taille planétaire peut être déterminée à partir de l'obscurcissement optique à large bande totale, jugée 1,45%. La nature de l'atmosphère de la planète peut également être étudiée à partir de signatures supplémentaires dans le spectre stellaire due à l'absorption atmosphérique pendant le transport. L'atmosphère de HD209458b a été détecté par le télescope spatial Hubble (HST) par un petit 0,02% d'absorption supplémentaire dans les lignes jaunes D produites par le sodium atomique à basse altitude dans l'atmosphère (Charbonneau et al., 2002). Moins de sodium a été observé que prévu. TVH alors détectée dans l'ultraviolet lointain 15% d'absorption par un énorme nuage d'hydrogène atomique (Vidal-Madjar et al 2003;. Voir ci-dessous Publication n ° 1). Cela a été suivi par une TVH détection UV lointain de l'oxygène atomique et ionisé isolément carbone aussi dans l'immense étendue haute atmosphère (Vidal-Madjar et al 2004;. Voir ci-dessous Publication 2 #). Les observations UV indiquent que la planète a une atmosphère supérieure énorme, allant au-delà de 3 fois le rayon de la planète, échappant à la planète et formant une queue de comète. Même si la haute atmosphère se réchauffe à plus de 10.000K, la fuite thermique ne suffit pas de fournir le taux d'échappement estimé d'atomes d'hydrogène de 1-9x10 10 g / s qui est 2,400-21,000 tonnes / s, ou de l'ordre de 10.000 tonnes / s! Donc, dans la haute atmosphère de ce `` Jupiter chaud '', l'immense stellaire chauffage EUV doit produire un état hydrodynamique, où le gaz a une vitesse ascendante nette. Voilà ce que devrait produire l'expansion importante de l'atmosphère et l'échappement de gaz d'hydrogène neutre. Dans notre nouveau travail, nous avons analysé quelques observations TVH d'archives de HD 209458 pendant le transit de la planète, et nous avons maintenant fait la première détection de l'absorption par l'hydrogène chaud dans sa signature optique et proche UV du saut Balmer et continuum dans toute la planète. Le contraste d'absorption était de 0,03% +/- 0,006%! Modélisation des observations, fondées sur un modèle de la haute atmosphère HD 209458b par Yelle (2004) indique que l'hydrogène chaud réside dans une couche qui est ebough chaude (plus de 5,000 K) et suffisamment dense pour produire une amoung substantielle des atomes d'hydrogène chaud. Cette couche est d'environ 1000 km d'épaisseur et se trouve dans le fond de la thermosphere à une altitude de 8.500 km. Ceci est une zone de transition où la température augmente, l'atmosphère se gonfle, et le gaz accélère pour échapper à la planète. Les résultats sont représentés dans la figure ci-dessous. étoile pourpre et planète: conception artistique du transit du extrasolaire "Jupiter chaud" HD 209458b devant son étoile comme on peut le voir à la lumière violette. L'étoile semblable au soleil apparaît comme un disque violet branche obscurcie si vu dans un proche ultraviolet et la lumière violette. La dense, la couche étroite nouvellement détectée d'atomes d'hydrogène chaud est représenté par la bague absorbante foncée autour du disque planétaire opaque. La majeure partie des atomes d'hydrogène dans l'atmosphère supérieure, qui forme un nuage étendu qui contient une queue de comète, est représenté en blanc. La couche absorbante a été tirée à deux fois l'altitude et 10 fois l'épaisseur pour être plus facilement visible dans cette illustration, le reste de ce qui a été dessinée à l'échelle. crédits d'art: Loretta McKibben, Gilda E. Ballester, UofA Lunar and Planetary Lab. Version JPEG: 232 kB, couleurs Web 72 dpi, 9.4 "X9.4" la version JPEG: 9.4 "X9.4 7.5 MB, CMYKcvolors, 2 Mo, 300 dpi, profil de couleur RGB, 9.4 version" X9.4 "TIFF "(pour l'édition imprimée) Version PDF: 120 kB, 9.4" X9.4 " L'hydrogène chaud est constitué d'atomes d'hydrogène dans le premier état excité (niveau n = 2 de l'énergie). La plupart des atomes d'hydrogène dans l'atmosphère supérieure prolongée de HD 209458b sont dans l'état fondamental (n = 1 niveau d'énergie). Lorsque la température de l'atmosphère augmente avec l'altitude, la densité totale de l'atmosphère diminue avec l'altitude. Il y a une région où le nombre total d'atomes excités (chaud) d'hydrogène maximise. Ceci est la couche qui produit l'absorption Balmer maximale que nous avons détecté. Le saut Balmer, à 364,6 nm, est au bord spectral où les atomes d'hydrogène chauds commencent à absorber la lumière dans le continuum d'ionisation. Nous avons détecté l'absorption dans le saut Balmer et aussi à travers le continuum de Balmer aux longueurs d'onde plus courtes couvrant de la violette des régions proche ultraviolet. planètes du système solaire sont trop froid pour montrer cette signature. Avec cette nouvelle détection TVH, nous avons été en mesure d'isoler la structure dans l'atmosphère d'une planète extrasolaire. Nous avons détecté que la zone de transition entre la basse atmosphère (at 1200 K dans la partie sub-stellaire) et la thermosphère étendue où la température atteint 10.000-15.000 K. Avec cette détection, nous avons donc été en mesure de confirmer l'image de l'état hydrodynamique de la haute atmosphère de HD 209458b et de l'évasion. Notre nouveau travail fournit une nouvelle méthode pour étudier la structure atmosphérique et des processus d'évacuation complexes de Jupiters chauds extrasolaires. Les futures observations TVH permettront des études similaires d'autres planètes en transit. Les données d'archives TVH utilisées pour ce travail consistaient observations très élevés de transport en commun de la qualité du système HD 209458 obtenu en 2003 avec l'instrument télescope spatial spectrographe imageur (STIS) par D. Charbonneau (Harvard Institute Smithonian) et collaborateurs. Pour voir communiqués de presse: Communiqué de presse Janvier 31, 2007, le télescope spatial Hubble Science Institute Press Release 31 Janvier, 2007, Univ. de l'Arizona UANews. org détection d'hydrogène chaud dans l'atmosphère de HD 209458b: explication simple pour le public Planètes extrasolaires - Publication n ° 2 (HD 209458b) "La détection de l'oxygène et de carbone dans l'atmosphère supérieure de la planète extrasolaire HD209458b" A. Vidal-Madjar 1. J.-M. Désert 1. A. Lecavelier des Etangs 1. G. Hébrard 1. G. E. Ballester 2. D. Ehrenreich 1. R. Ferlet 1. J. C. McConnell 3. M. Mayor 4 & C. D. Parkinson 5 1 Institut d'Astrophysique de Paris, France 2 Université de l'Arizona, l'Université York USA 3, Canada 4 Observatoire de Genève, Suisse 5 California Institute of Technology Astrophysical Journal, 604, L69 2004. Pour la première oxygène de temps et de carbone ont été détectés dans une planète en dehors de notre système solaire. Cette découverte a été faite avec une faible résolution observations ultraviolet lointain du transit de 209458b HD en utilisant l'intrument STIS sur la TVH. Ce qui est essentiel ici est que nous avons détecté l'oxygène et du carbone sous forme atomique et dans les couches les plus externes de la planète où nous ne serions pas normalement attendre eux dans les planètes géantes de notre système solaire. Ces espèces sont plus de 10 fois plus lourds que les atomes d'hydrogène. Il doit y avoir une force motrice forte les soulevant avec le gaz d'hydrogène contre la gravité planétaire dans ce gros en planète géante, en orbite à une distance de seulement 9 rayons stellaires de son étoile mère. Après la première détection notre TVH d'un atome d'hydrogène haute atmosphère très étendue sur HD209458b avec une grande composante échappement, décrite à la rubrique Publication n ° 1 ci-dessous, le nouveau membre de l'équipe Jack McConnell de York Universtiy, le Canada a réalisé que la fuite thermique au sommet de l'atmosphère (à le exobase) serait insuffisante même pour le grand 10.000 K températures estimées pour la haute atmosphère. La source de rayonnement UV de l'étoile est si grand pour ce gros en extrasolaire planète géante qu'il produit de l'énergie cinétique pour le mouvement macroscopique. Autrement dit, l'atmosphère supérieure ne peut pas être hydrostatiquement stable. L'énergie cinétique moyenne obtenue par l'hydrogène gazeux devient supérieure à l'énergie d'échappement. Dans ce cas, le gaz d'hydrogène léger commence à couler vers le haut pour échapper. modélisation détaillée indépendante de la haute atmosphère d'hydrogène de HD 209458b a également été faite par un collègue R. Yelle à l'Univ. de l'Arizona, qui donne également échapper hydrodynamique (Yelle, "Aéronomie des planètes géantes extrasolaires à de petites distances orbitales", soumis à Icare, 2004). Ce que nos membres de l'équipe en outre réalisé est que la fuite hydrodynamique peut devenir une situation soufflage, lorsque les vitesses d'écoulement du gaz léger sont assez grandes, approchant la vitesse du son local, que le gaz léger peut alors traîne le long d'autres espèces plus lourds dans le flux . Le coup d'envoi est maintenu par l'entrée UV constante de l'étoile. En outre, la planète est si proche de l'étoile que la forme du champ gravitationnel dans la haute atmosphère est progressivement modifiée avec l'altitude, à partir d'une sphère à une forme allongée, ce qui permet encore plus de matériel pour échapper (Lecavelier, Vidal-Madjar, McConnell et Hebrard, "évasion atmosphérique de Jupiters chauds", soumis à Astronomy & Astrophysics, 2004). L'atmosphère extérieure devrait ressembler à un ballon de rugby pointé vers l'étoile. Il reste également le composant d'échappement plus à l'extérieur qui ressemble à une queue de comète. Artiste conception de la, forme de ballon de rugby allongée des couches externes de l'atmosphère supérieure étendue de HD 209458b, et de son échappement, la comète comme la queue. Crédit: Centre d'information ESA Hubble, Garching, Allemagne Quelles espèces peut-on détecter puis avec TVH? L'oxygène et le carbone sont des espèces solaires communes avec de fortes raies d'absorption de résonance dans la région spectrale UV lointain accessibles avec l'instrument STIS sur la TVH. L'oxygène et du carbone ont été identifiés dans les planètes Joviennes solidarisés en molécules telles que le méthane (et d'autres hydrocarbures) et de l'eau, demeurant au bas de la haute atmosphère. En outre, l'irradiation UV stellaire de planètes géantes proches en extrasolaires est si forte qu'elle devrait se dissocier de telles espèces moléculaires si, à assez haute altitude dans la haute atmosphère, et plus ioniser les atomes de carbone dans la chaude 10.000 K environnement (comme dans irradiée nuages ISM) de préférence sur les atomes d'oxygène. Depuis étoiles de type solaire produisent de nombreuses émissions de ligne bien-UV, y compris l'OI (1304 Ang) et CII (1335 Ang) multiplets, nous avons proposé que l'absorption par la haute atmosphère de la planète devrait être détectable pendant le transit si soufflage est en effet en cours. Et voici ce que nous avons observé avec succès avec la TVH. Nous avons détecté des profondeurs d'absorption de transit de 13 +/- 4,5% et 7,5 +/- 3,5% respectivement pour l'oxygène et de carbone. (La nouvelle TVH données à faible résolution a également confirmé la première détection d'hydrogène.) Les observations de découverte TVH fournissent maintenant les principales contraintes sur la nature de la haute atmosphère d'une planète extrasolaire gros, ainsi que sur la force de l'évasion hydrodynamique et soufflage. processus d'évasion hydrodynamiques est ce que l'on croit être à l'origine de la formation du vent solaire. Blow-off a également été proposé d'avoir éventuellement retiré début des atmosphères de Vénus, la Terre et Mars lorsque la lumière UV solaire était beaucoup plus lumineux. analogies intéressantes du processus sont quand la poussière est balayée par un tourbillon, l'air est entraîné dans un nuage de tonnerre, et un bâton est porté par une rivière en mouvement swift. Pour voir communiqués de presse: Communiqué de presse Février 2, 2004: le télescope spatial Hubble, l'Agence spatiale européenne Communiqué de presse Février 2, 2004: Univ. de l'Arizona UANews. org Planètes extrasolaires - Publication n ° 1 (HD 209458b) "La détection d'une haute atmosphère étendue de la planète extra-solaire HD209458b" A. Vidal-Madjar 1. A. Lecavelier des Etangs 1. J.-M. Désert 1. G. E. Ballester 2. R. Ferlet 1. G. Hébrard 1 & M. Mayor 4 1 Institut d'Astrophysique de Paris, France 2 Université de l'Arizona, Etats-Unis 3 Observatoire de Genève, Suisse Nature, 422, 143, 2003. La détection de l'atmosphère des planètes géantes extrasolaires un a été difficile à atteindre, mais loin d'être pleinement poursuivi. La découverte du transit d'une planète extrasolaire HD209458b, un Jupiter chaud en orbite autour de son étoile à une simple distance de 9 rayons stellaires tous les 3,5 jours, a ouvert la porte pour des expériences d'occultation dans laquelle le starlight peut être étudié comme il est transmis par l'atmosphère planétaire pendant la durée de 3 heures du transit. La plupart des observations de transit de HD209458b se sont concentrées sur la région spectrale visible, offrant une grande photométrie et des mesures précises de la taille du disque de la planète (définie par l'altitude des optiquement épais nuages visibles). Toutefois, le régime optique est sensible surtout aux espèces mineures, lourdes ou basse altitude dans l'atmosphère, comme le sodium atomique qui a été détecté avec le télescope spatial Hubble dans les lignes jaunes fortes, mais seulement à une absorption de 0,02% (Charbonneau et al., 2002). D'autre part, il est dans l'ultraviolet, où les composantes dominantes des atmosphères des planètes Joviennes, l'hydrogène atomique et moléculaire, ont leurs signatures les plus fortes. En fait, de nombreuses découvertes et études de l'atmosphère de Jupiter, Saturne, Uranus et Neptune ont été faites dans l'UV, comme avec les instruments UV construits par des scientifiques de l'Université de l'Arizona pour la mission Voyager à notre propre système solaire. observations de Occultation et de transit peuvent fournir des informations sur la composition, de la température et de la structure de l'atmosphère de la planète. (observations UV de la lumière solaire réfléchie, des émissions dayglow, ainsi que des émissions aurorales ont également joué un rôle crucial pour notre compréhension des atmosphères supérieures planétaires et leurs interactions magnétosphère.) Observations UV de télédétection de nos planètes joviennes sont également faites avec la Terre télescopes en orbite ( dessus de notre propre atmosphère d'absorption UV). Ceci est maintenant possible seulement avec le télescope spatial Hubble (HST) (et bientôt par le Cassini UVES à Saturne), comme décrit dans d'autres parties de ce site. La haute atmosphère de la planète extrasolaire HD209458b devrait être fortement gonflés étant donné l'immense chauffage de l'étoile parent proche, et comme l'élément le plus léger, H atomique va encore avoir la plus grande hauteur d'échelle. L'hydrogène atomique dispose également d'une signature forte d'absorption des ultraviolets dans la ligne Lyman-alpha à 121,6 nanomètres. L'hydrogène est donc l'espèce les mieux adaptés pour être détectés dans une atmosphère extrasolaire Jupiter chaud. Ceci est le premier programme pour faire une telle détection. Les observations ont été faites avec l'instrument télescope spatial spectrographe imageur (STIS) sur la TVH, et le travail a été dirigé par Alfred Vidal-Madjar à l'Institut d'Astrophysique de Paris (IAP). TVH mesurée stellaire chromosphérique H Lyman-alpha émission de l'étoile parente HD209458 pendant trois transits planétaires, et détecté la signature d'absorption de transit de l'hydrogène atomique dans la haute atmosphère de la planète. Nous avons trouvé que l'atmosphère d'hydrogène est en effet très gonflé parce qu'il obscurcit 15% de l'étoile alors que le disque visible obscurcit seulement 1%. Cela implique que l'hydrogène dépasse le lobe de Roche (à savoir, au-delà de 2,7 rayons planétaire). Les atomes d'hydrogène échappent ainsi au contrôle gravitationnel de la planète, et sont directement exposés à diverses forces stellaires. Un autre résultat intéressant est qu'une bonne partie de l'absorption est bleu décalé, produit par des atomes en mouvement loin de la planète et l'étoile, avec une composante de vitesse significative vers la Terre. Ainsi, un grand nombre des atomes d'hydrogène qui fuient se forment une queue cométaire sur cette planète. Gauche Figure: simulation par ordinateur de l'évaporation de la planète extra-solaire HD209458b. La planète cométaire orbite autour de l'étoile parent. L'absorption de l'émission stellaire pendant le transit est vu sur le panneau en bas à droite. Crédit: Alain Lecavelier des Etangs, IAP, France. Figure droite: Planète passant devant l'étoile, et la courbe de transit montrant l'absorption de la stellaire Lyman alpha par la planète hydrogène détectée avec la TVH et de la simulation résultant. Crédit: Jean-Michel Désert, IAP, France Membre de l'équipe Alain Lecavelier des Etangs à l'IAP a fait un modèle simple de l'évasion d'hydrogène à partir des régions extérieures de l'atmosphère de la planète et la formation de la queue cométaire. L'attraction gravitationnelle de l'étoile diminue celui de la planète. Mais plus important encore, lorsque les atomes d'hydrogène absorbent les photons Lyman-alpha stellaires (le même processus qui produit la signature de transit), les atomes subissent une pression de radiation qui les pousse loin de l'étoile formant ainsi la queue. La queue est biaisée parce que la planète est en orbite autour de l'étoile parent rapide, à une vitesse de La simulation est notre première étape dans la modélisation du système. Nous avons encore à comprendre plus en détail les propriétés de cette étendue, l'atmosphère échapper, comme le chauffage et l'ionisation par la forte entrée UV stellaire. Nous avons en outre d'étudier les effets de l'interaction vent stellaire comme une source supplémentaire d'évasion atmosphérique et la formation de la queue. Nous avons également besoin de faire de nouvelles observations UV, comme déjà proposé pour la TVH. Bientôt, nous aurons besoin d'un satellite équipé d'espace sur mesure pour effectuer des mesures UV dédiées des planètes extrasolaires. Le phénomène qui produit l'absorption détectée est la diffusion résonante. La transition alpha H Lyman est si forte que plusieurs diffusions auront lieu et Lyman alpha photons seront émis à partir de l'environnement planétaire. Si nous pouvions obtenir à proximité du système stellaire HD209458 et d'apporter une caméra UV, nous aurions l'image d'une planète gonflé avec une queue longue dans la stellaire Lyman alpha dispersés. La même chose est visible dans les comètes dans notre propre système solaire, comme cela a été imagé pour la comète Hyakutake avec l'appareil photo WFPC2 sur la TVH par M. Combi et al. (1998). Pour plus d'informations sur les observations, et de télécharger des films, etc, s'il vous plaît visitez notre site Web de l'équipe à www2.iap. fr/exoplanetes/index_en. Pour voir communiqués de presse 12 Mars 2003: Hubble Telescope Science Institute 12 Mars 2003: le télescope spatial Hubble, Agence spatiale européenne12 Mars 2003: Univ. de l'Arizona UANews. org Retour à Gilda E. Ballester Page d'accueil Dernière révision 2 Février, 2004
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