Liste des images et des crédits, triée par crédit

CréditImageTitreNom fichierLégendepage
bandeau_esep_obsp_psln_ia_uvsq_upec_unisciel.pngbandeau_esep_obsp_psln_ia_uvsq_upec_unisciel.pngSciences pour les Exoplanètes et les Systèmes planétaires
logo_cc_gnugpl.pnglogo_cc_gnugpl.pngAuteurs- Crédits- Droits d'utilisation
histo2.pnghisto2.png
Figure 1 : Histogramme des masses de compagnons d'étoiles. Le creux entre les étoiles binaires et les exoplanètes à gauche est le désert des naines brunes. Les objets dans l'intervalle orange peuvent etre de l'une ou l'autre population.
Deux logiques
images/Cours-14-zonalflow.pngimages/Cours-14-zonalflow.png
Instabilité de « courant » dans un disque proto-planétaire (MMSN).
Passer la barrière du métre
images/exo1-datation-allende.pngimages/exo1-datation-allende.pngDatation de la météorite «Allende»
FigErosionAtm6.pngSols polygonaux sur Pluton et MarsFigErosionAtm6.pngErosion et sédimentation des surfaces avec atmosphère
FigErosion1.pngFigErosion1.pngL'érosion liée à l'activité atmosphèrique
FigErosion2.pngRégime laminaire, régime turbulentFigErosion2.pngRappels : L’écoulement des fluides
FigErosion3.pngFigErosion3.pngL' activité éolienne: desctruction
FigErosionFluviale2.pngFigures karstiques sur la Terre et sur TitanFigErosionFluviale2.pngL’activité pluviale et fluviale: destruction
FigErosionFluviale3.pngPaysages fluviauxFigErosionFluviale3.pngPaysages fluviaux et accumulation
Crater_Exo1.pngCrater_Exo1.pngCatégories de cratères
Exo3.pngExo3.pngEpaisseur du régolithe lunaire
Exo4.pngExo4.pngDes dunes sur Triton?
Io.pngIo.pngVolcanisme sur Io
ConvetionConductionRadiation.jpgIllustration des modes de transport de la chaleurConvetionConductionRadiation.jpg
Dans cette situation de la vie quotidienne, les trois modes de transport de l'énergie sont illustrés : la chaleur (énergie thermique) voyage au sein du liquide par des mouvement de convection, la casserole est chauffée radiativement par la plaque et le manche métallique est un bon conducteur de chaleur vers la main.
Transports d'énergie au sein des atmosphères
gh3.pngDiagrammesgh3.pngEffet de serre
EVMlayers.jpgProfils verticaux de températureEVMlayers.jpgProfils thermiques
centrifuge.pngForce centrifugecentrifuge.png
Visualisation de l'accélération centrifuge : elle est perpendiculaire à l'axe de rotation, orientée vers l'extérieur.
Force centrifuge
coriolis.pngForce de Corioliscoriolis.png
Visualisation de l'accélération de Coriolis : étant données les règles du produit vectoriel, on voit bien que son orientation relative à la vitesse s'inverse lorsqu'on change d'hémisphère.
Force de Coriolis
rad_balance_ERBE_1987.jpgBilan d'énergierad_balance_ERBE_1987.jpgLes bases de la circulation atmosphérique
copernic.jpgCoperniccopernic.jpg
Modèle héliocentrique de Copernic , Caelestial Orbes, 1576
Un très bref historique sur l'étude et la modélisation des orbites
kepler.jpgKeplerkepler.jpg
Portait de Johannes Kepler (1571-1630) réalisé en 1610 - Artiste inconnu
Les lois de Kepler
brahe.jpgBrahebrahe.jpg
Portait de Tycho Brahe (1546-1601) réalisé en 1596 - Artiste inconnu
Les lois de Kepler
demigrandaxe.jpgdemigrandaxe.jpg
Haut : Effet de la valeur de l'excentricté e sur la forme de l'ellipse Bas : Effet de la valeur du demi-grand axe a sur la taille de l'ellipse
La première loi de Kepler (1605)
histoa.jpghistogramme demi-grand axehistoa.jpgLa première loi de Kepler (1605)
LOI2t.jpgIllustration de la loi des airesLOI2t.jpg
Pour chacun des graphes, le temps de parcours les secteurs colorés ont des aires égales
La deuxième loi de Kepler (1604)
TAlog.jpgPeriode en fonction du demi grandaxe en echelle logTAlog.jpgLa troisième loi de Kepler (1618)
orbitun.gifmouvement de deux corps de même masseorbitun.gifMouvement de deux corps sous l'effet de la gravitation
orbitquatre.gifmouvement de deux corps de masse très différenteorbitquatre.gifMouvement de deux corps sous l'effet de la gravitation
grav.jpgL'attraction gravitationnellegrav.jpg
Le problème à deux corps
loidesaires.jpgGéométrie illustrant la loi des airesloidesaires.jpg
Etude du mouvement
vrbis.jpgEvolution de la distance planète-étoile et de la vitesse instantanée le long de l'orbitevrbis.jpg
Mise en évidence de l'effet de l'excentricté e sur la vitesse instantanée de déplacement de la planète sur son orbite. Le cas particulier de l'orbite circulaire est représenté en rouge.
Forme des trajectoires
orbitun.gifmouvement de deux corps de même masseorbitun.gifForme des trajectoires
orbitquatre.gifmouvement de deux corps de masse très différenteorbitquatre.gifForme des trajectoires
planorbite.jpgPlan orbital et mouvement de la planète sur son orbiteplanorbite.jpgdescription des orbites
planorbiteetreference.jpgPlan orbital et Plan de référenceplanorbiteetreference.jpgdescription des orbites
CNEStransits.gifIllustration du principe de la méthode des transits (crédit CNES)CNEStransits.gifMéthodes de détection des exoplanètes fondées sur le mouvement
CNESvitessesradiales.gifIllustration du principe de la méthode des vitesses radiales (crédit CNES)CNESvitessesradiales.gifMéthodes de détection des exoplanètes fondées sur le mouvement
Lagrange.jpgVisualisation des points de LagrangeLagrange.jpg
Positions des points de Lagrange pour le système étoile-planète (représentées en rouge). Les points de Lagrange stables sont représentés en vert, les points instables en bleu.
Les points de Lagrange
eso_trou_noir.pngOrbite de S2 autour du trou noir SgrA*eso_trou_noir.pngMini Projet
Distrib_Taille_Asteroides.jpgDistribution en taille des astéroïdesDistrib_Taille_Asteroides.jpg
Distribution en taille des astéroïdes.
Les astéroïdes : tailles
PlanetesGeantes.jpgApparence visuelle des planètes géantes du système solairePlanetesGeantes.jpgLes planètes géantes
earth_IRmerge.pngImages IR thermiques de la Terreearth_IRmerge.png
À gauche : image Météosat dans le canal 10,5-12,5 µm (fenêtre de transparence atmosphérique). À droite : image Météosat dans le canal 5,7-7,1 µm (zone d'opacité de H2O)
Analyse de composition atmosphérique
EmissionSpontanee.pngIllustration d'un processus d'émission spontanéeEmissionSpontanee.png
Émission spontanée d'un photon par un système matériel possédant au moins deux niveaux d'énergie. L'énergie totale est conservée dans ce processus.
Processus radiatifs
Absorption.pngIllustration d'un processus d'absorptionAbsorption.png
Absorption d'un photon par un système matériel possédant au moins deux niveaux d'énergie. L'énergie totale est conservée dans ce processus.
Processus radiatifs
earth_specular.jpgRéflexion diffuse et spéculaireearth_specular.jpg
Photographie de la Terre prise depuis la station spatiale internationale. On distingue nettement la réflexion spéculaire sur la surface de l'océan et celle diffuse due aux nuages ou à la surface des continents.
Surfaces
spectre.pngSpectre 1spectre.pngSondage thermique
TitanEmission.jpgSpectre 2TitanEmission.jpgSondage thermique
SectionEfficace.pngSection EfficaceSectionEfficace.pngSection efficace
Odiagramme.pngReprésentation schématique des émissions de l'oxygène atomiqueOdiagramme.pngExemple : La raie de l'oxygène à 297 nm
./figures/Francois_Arago.jpgFrançois Arago./figures/Francois_Arago.jpg
(1786-1853)
Historique de la polarisation
./figures/James_Clerk_Maxwell.pngJames Clerk Maxwell./figures/James_Clerk_Maxwell.png
(1831-1879)
Historique de la polarisation
/figures/emissivite_pole_titan.pngCarte d'emissivité du pole nord de Titan/figures/emissivite_pole_titan.png
Carte d'émissivité du pôle de Titan obtenue par le radiomètre de Cassini en polarisation perpendiculaire. L'emissivité mesurée a permis d'établir que la permitivité des lacs de Titan est entre 1,6 et 1,9 : ce sont des lacs d'hydrocarbures !
Usages
etat_plasma.pngEtat plasmaetat_plasma.png
Représentation schématique des différents états de la matière
Mais qu'est-ce qu'un plasma ?
schema_LP_UI.pngCaractéristique "tension-courant" d'une sonde électrostatiqueschema_LP_UI.png
Représentation schématique d'une caractéristique U-I pour une sonde de Langmuir à symétrie sphérique (similaire à celle de Cassini). La courbe rouge indique le courant total collecté en fonction de la tension. Les courbes discontinues bleus et vertes indiquent les contribution respectives du courant électronique et du courant ionique.
Principe de fonctionnement
schema_ESA_parallel.pngReprésentation schématique d'un analyseur électrostatique à électrodes parallèlesschema_ESA_parallel.pngAnalyseur électrostatique a électrodes parallèles
schema_ESA_cyl.pngReprésentation schématique d'un analyseur à secteur cylindriqueschema_ESA_cyl.pngAnalyseur électrostatique à secteur cylindrique
schema_ferromagnetisme.pngCaractéristique d'un matériau ferromagnétiqueschema_ferromagnetisme.pngPrincipe de fonctionnement
MassPeriod.pngMassPeriod.pngPlusieurs finalités
apjl462949f2_lr.jpgImage d'une planète en formation ?apjl462949f2_lr.jpg
En 2013 Sascha Quanz et collaborateurs publient dans the Astrophysical Journal un article sur une potentielle planète en formation détectée par l'instrument NaCo au télescope VLT (Very Large Telescope). [Pour en savoir plus cliquez ici]
Comprendre la formation des planètes
solarSystemSeager2010.jpgsolarSystemSeager2010.jpgChoisir des cibles
solarSystemSeager2010.jpgSpectres dans le système solairesolarSystemSeager2010.jpg
Comparaison de la distribution des flux spectraux lumineux émis (en échelle logarithmique) en fonction de la longueur d'onde dans le système solaire. La composante de gauche du spectre (autour d'un micron) correspond à la réflexion de la lumière du soleil sur la planète, la partie droite autour de 20 µm correspond au rayonnement thermique émis par chaque planète et dépendant de sa température.
Contraste
LuminosTimeMordasini2012.jpgCourbes d'évolution de la luminosité d'une planèteLuminosTimeMordasini2012.jpg
En 2012 Christoph Mordasini et collaborateurs présentent dans Astronomy & Astrophysics, un modèle d'évolution planétaire. Vous pouvez voir ici l'évolution de la luminosité (comparée à la luminosité solaire, le tout en échelle logarithmique) de planètes de type géante gazeuse (comme Jupiter) en fonction du temps. Observez le pic autour d'un million d'années qui survient à la fin du processus de formation et à partir duquel la luminosité se met à chuter.
Luminosités
fomalhaut_b.jpgFomalhaut bfomalhaut_b.jpgSatellites
Beta_Pictoris_b_artists_impression.jpgBeta_Pictoris_b_artists_impression.jpgQuelques observations
HR8799_Marois2010.jpgHR8799HR8799_Marois2010.jpg
En 2010 Christian Marois et collaborateurs ont publié dans Nature la découverte d'une quatrième planète (HR8799 e) autour de l'étoile HR 8799 observée avec le télescope Keck II.
Le système HR8799
HR8799.pngComparaison avec le système solaireHR8799.png
Répartition en demi-grand axe (en unités astronomiques, avec une échelle logarithmique) des planètes dans le système HR8799 (en blanc) comparé au Système solaire (en jaune). Le diamètre de chaque point varie en fonction de la masse de la planète.
Le système HR8799
betapictorisbLagrange2009.jpgBeta Pictoris bbetapictorisbLagrange2009.jpg
En 2009 Anne-Marie Lagrange et collaborateurs publient dans Astronomy and Astrophysics la première image de β Pictoris b, prise avec NaCo au VLT.[Pour plus d'informations cliquez ici]
Beta Pictoris
BetaPicb_JeuneProche.pngUne planète jeune et proche de son étoileBetaPicb_JeuneProche.png
Voici la répartition des planètes observées par imagerie directe selon l'âge (en miliards d'années, Gyr) et le demi-grand axe (en unités astronomiques, AU). Vous trouverez, en rouge, l'exoplanète β Pictoris b.
Beta Pictoris
banniere_comprendre.jpgbanniere_comprendre.jpgPlan
aa18457-11-fig2.jpgNaissance d'une planète géanteaa18457-11-fig2.jpg
En 2012, Christoph Mordasini et collaborateurs publient dans Astronomy and Astrophysics une étude sur la formation des planètes, ici celle de Jupiter, de haut en bas et de gauche à droite, se trouvent l'évolution de la masse, du taux d'accrétion, du rayon et la luminosité de la planète en fonction du temps.
Formation
TempMordasini2012.jpgEvolution températureTempMordasini2012.jpg
En 2012, Christoph Mordasini et collaborateurs publient dans Astronomy & Astrophysics une étude sur la formation des planètes, ici celle de Jupiter. En rouge vous pouvez remarquer l'évolution de la température efficace de la planète en fonction du temps.
Corps Noir
Age_RHK_AgeEstim_Mamajek2012.gifAge/ActivitéAge_RHK_AgeEstim_Mamajek2012.gif
Eric E. Mamajek et Lynne A. Hillenbrand ont publié en 2008 dans the Astrophysical Journal une étude sur les estimateurs d'âge des étoiles de type solaire. Ce graphique nous présente la répartition des âges, en ordonnées (en années et en échelle logarithmique), en fonction d'un marqueur d'activité à savoir \log (R'_{HK}) : plus il est élevé, plus l'activité est grande. Les courbes représentes plusieurs tentatives pour déterminer une relation entre ces deux observables.
Age
RHK_X_AgeEstim_Mamajek2012.gifActivité/XRHK_X_AgeEstim_Mamajek2012.gif
Dans le même article de Eric E. Mamajek et Lynne A. Hillenbrand, on trouve ce graphique qui nous présente une relation linéaire entre le marqueur spectroscopique qu'est le \log (R'_{HK}) et le rayonnement en X . B-V est l'indice de couleur des étoiles qui peut donc être relié à leur type spectral.
Age
Rotation_RHK_AgeEstim_Mamajek2012.gifRotation/ActivitéRotation_RHK_AgeEstim_Mamajek2012.gif
L'article de Eric E. Mamajek et Lynne A. Hillenbrand présente enfin ce graphique qui nous présente les relations linéaires entre le marqueur spectroscopique qu'est le log (R'_{HK}) et la rotation de l'étoile exprimée par le nombre de Rossby.
Age
fomalhaut_b.jpgObservation de Fomalhaut bfomalhaut_b.jpgIntroduction
solarSystemSeager2010_Modif.jpgsolarSystemSeager2010_Modif.jpg
Comme nous l'avons vu précédemment, le flux lumineux émis par les planètes du système solaire se compose de deux parties, une partie (au niveau de la flèche rouge) dû à l'albédo de la planète qui va provoquer une réflexion de la lumière solaire (avec un maximum au même endroit que le maximum solaire, puisqu'il s'agit de la même lumière) et une partie d'émission thermique propre (au niveau de la flèche bleue). La température des planètes étant plus froide que celle de leur étoile, ce second maximum local se situe à de plus grandes longueurs d'onde.
Photométrie
DeconvolutionSpectrale_1.jpgDeconvolutionSpectrale_1.jpg
1. En décomposant un cube d'observation acquis par un IFS, on observe sur chaque tranche la planète (disque en bas à gauche de l'étoile jaune) noyée dans des tavelures (nuage rouge). La position d'un tavelure par rapport au centre va évoluer proportionnelement à la longueur d'onde. La position de la planète reste fixe. 2. Si on change l'échelle de chaque tranche en contractant chaque image proportionnelement à la longueur d'onde, les tavelures seront à position fixée d'une tranche à l'autre. C'est en revanche la planète qui va maintenant changer de position en fonction de la longueur d'onde.
Spectroscopie
DeconvolutionSpectrale_2.jpgDeconvolutionSpectrale_2.jpg
3. Si on calcule la médiane des images fabriquées à l'étape n°2, on va obtenir une image comportant les tavelures mais pas la planète car la position de la planète n'est pas la même sur toutes les images. 4. On peut alors effectuer une transformation d'échelle inverse de celle effectuée à l'étape n°2 pour obtenir la position des tavelures seules à chaque longueur d'onde. 5. On soustrait ces nouvelles images aux observations. 6. Il ne reste plus alors que l'image de la planète à chaque longueur d'onde.
Spectroscopie
beta_pic_Chauvain2012.jpgUne planète tournant autour d'une étoilebeta_pic_Chauvain2012.jpg
Gaël Chauvin et collaborateurs dans un article de 2012 de Astronomy and Astrophysics présente une étude de l'orbite de β Pictoris b Ici nous avons une compilation de huit observations qui montre bien que l'objet tourne autour de l'étoile. Remarquez la différence de date et de position entre les point 1 et 2 : en 2003 les chercheurs ont découvert un objet proche de l'étoile mais ils ont dû attendre 2009 pour avoir la preuve que c'était bien une planète.
Deux époques
Kalas.jpgKalas.jpgLe cas de Fomalhaut b
janson.jpgjanson.jpgLe cas de Fomalhaut b
solarSystemSeager2010_Modif.jpgsolarSystemSeager2010_Modif.jpgQuestions
orbiteJup.pngorbiteJup.png
La ligne de visée doit être presque parallèle au plan de l'orbite, pour que la lumière réfléchie par Jupiter soit détectable à moins de 3 arcsec, lorsque la planète passe derrière le soleil.
Questions
HIP116745_planetarysignal_withreal-ConvertImage.pngProjection du mouvement de deux planètes sur la sphère célesteHIP116745_planetarysignal_withreal-ConvertImage.png
Observations idéales (sans bruit, mouvement de l'étoile uniquement dû aux planètes) d'un système à deux planètes sur cinq ans. En bleu on représente tout le parcours de la planète et en rouge les quarante-cinq mesures de position.
Astrométrie
trajet_lumiere.pngReprésentation du trajet de la lumièretrajet_lumiere.png
En mauve, les sources de lumière et en bleu les milieux traversés.
Que mesure-t-on ?
etoile3.pngIntensité globaleetoile3.png
L'intensité dépend de la composition, de la température T et de la vitesse \overrightarrow{v} en chaque point du disque apparent de l'étoile
Effets à prendre en compte
star.pngEffet de la rotation de l'étoile sur le spectrestar.png
La lumière provenant de la moitié de l'étoile ayant un mouvement vers l'observateur est décalé vers les hautes fréquences (vers le bleu). L'autre moitié est décalée vers les basses fréquences (vers le rouge). Dans l'hypothèse où l'étoile est sphérique, et a une luminosité identique partout sur sa surface, le décalage vers le rouge et celui vers le bleu ne fait qu'élargir les raies spectrales. Si une tache est présente, ici sur la partie bleue, la symétrie est brisée et le déficit de lumière entraine un décalage du spectre vers le rouge.
Effets à prendre en compte
Geometrie_orbite2.pngGéométrie du mouvement elliptiqueGeometrie_orbite2.png
Le mouvement est dans le plan (\overrightarrow{P}, \overrightarrow{Y})
Géométrie de l'orbite
anomalies2.pngAnomaliesanomalies2.png
Représentation de l'anomalie vraie v, excentrique E et moyenne M.
Equation de Kepler
500px-Orbit1.svg.pngParamètres d'un mouvement à deux corps newtonien500px-Orbit1.svg.png
Le plan de référence est ici le plan d'observation.
Changement de référentiel
referentiel_obs.pngObservation depuis le barycentre du système solairereferentiel_obs.png
Position de l'étoile en coordonnées sphériques dans le référérentiel barycentrique du système solaire et dans le référentiel translaté au centre de masse de la Terre. Les observations sont disponibles dans le référentiel terrestre, représenté en rouge, qui dépend de l'instant de mesure t.
Trajectoire observée depuis le barycentre du système solaire
parallaxe.pngChangement de coordonnéesparallaxe.png
Position de l'étoile en coordonnées sphériques dans le référérentiel barycentrique du système solaire et dans le référentiel translaté au centre de masse de la Terre. Les observations sont disponibles dans le référentiel terrestre, représenté en rouge, qui dépend de l'instant de mesure t.
Trajectoire observée depuis la Terre
acceleration_perspective.pngChangement de coordonnéesacceleration_perspective.png
Définition de \theta
Accélération de perspective et changement de parallaxe (astrométrie)
star.pngEffet de la rotation de l'étoile sur le spectrestar.png
La lumière provenant de la moitié de l'étoile ayant un mouvement vers l'observateur est décalé vers les hautes fréquences (vers le bleu). L'autre moitié est décalée vers les basses fréquences (vers le rouge). Dans l'hypothèse où l'étoile est sphérique, et a une luminosité identique partout sur sa surface, le décalage vers le rouge et celui vers le bleu ne fait qu'élargir les raies spectrales. Si une tache est présente, ici sur la partie bleue, la symétrie est brisée et le déficit de lumière entraine un décalage du spectre vers le rouge.
Activité magnétique
parabole.pngMiroir paraboliqueparabole.png
Les rayons perpendiculaires à l'axe de symétrie d'une parabole parviennent au point focal F.Ceux qui arrivent avec un certain angle arrivent légèrement décalés.
Télescope
ccd.pngSchéma de principe d'un capteur CCDccd.png
CCD
fit_process.pngExemple d'ajustement en astrométrie (données simulées)fit_process.png
Six étapes d'ajustement aux données. Pour représenter la chronologie des mesures, on trace des segments reliant deux points de mesure consécutifs.
Méthode des moindres carrés
HIP116745_perio.pngExemple de périodogrammeHIP116745_perio.png
En rouge: périodogramme d'un système simulé à deux planètes après soustraction du mouvement propre et de la parallaxe (signal très peu bruité), pour 45 mesures. En bleu: périodogramme du même système sans bruit et avec 10000 observations.
Périodogramme
jup11.jpgPhénomènes mutuels des satellites de Jupiterjup11.jpgDans le système solaire
transit-fig10.pngExoplanètes dans la "zone habitable"transit-fig10.png
Figure 10 : Les 21 planètes de rayon inférieur à 2 rayons terrestres et se trouvant dans la zone habitable. Elles sont placées dans un diagramme montrant l’énergie qu’elles reçoivent de leur étoile (normalisée à celle reçue par la Terre du Soleil) en fonction de la température de l’étoile. Les zones vertes indiquent l’extension probable de la zone habitable selon une estimation prudente (vert clair) et optimiste (vert foncé).
Kepler
Grille/levels2.pngGrille/levels2.png
La discrétisation verticale en niveaux de pression ne tient pas compte de la topographie des planètes telluriques. Dans les plus basses couches de l'atmosphère, on peut utiliser une correction utilisant la pression de surface de manière progressive avec l'altitude .
Discrétisation verticale
miniprojet/Tref.pngTempérature de référenceminiprojet/Tref.png
T_{ref} avec 2 coupes à l'équateur et à \sigma=0.5
Analyse des simulations
miniprojet/kt.pngCoefficient de relaxationminiprojet/kt.png
k_T avec 2 coupes à l'équateur et à \sigma=0.9
Analyse des simulations
binary_star_1.pngConfiguration Circumbinairebinary_star_1.pngExercice : L'habitabilité autour d'étoiles doubles
binary_star_2.pngConfiguration Non-Circumbinairebinary_star_2.pngExercice : L'habitabilité autour d'étoiles doubles
Boehler, R. (1996) temp_earth_profile.jpgProfil de température de la surface au centre de la Terretemp_earth_profile.jpgL'emballement de l'effet de serre
Eliza Miller-Ricci et collaborateurs dans Astrophysical Journal en 2009 DirectImagingContrast_final.pngDirectImagingContrast_final.png
Voici les courbes des capacités de détection des instrument actuels (GPI 2013, SPHERE 2014) et futur avec les ELT, télescopes de plus de 20 m de diamètre (TMT,GMT et E-ELT, arrivant après 2020). Si une planète a un contraste avec son étoile, à séparation angulaire donnée, supérieur à la courbe, alors elle est détectable. Ces instruments ciblent le domaine du proche infrarouge (1 à 5 µm) particulièrement les bandes J (1,25 µm), H (1,75 µm) et L (3,75 µm) qui sont des fenêtres de transparence de l'atmosphère terrestre (l'eau absorbe beaucoup dans le proche infrarouge en dehors de ces fenêtres).
Questions
2001, Odyssée de l'espace manege/station.jpgmanege/station.jpg
Une station orbitale avec deux anneaux en rotation autour du moyeu central.
Force de Coriolis
Adrian Pingstone ./figures/birefringence_calcite_Adrian_Pingstone.jpgUne exemple de biréfringence./figures/birefringence_calcite_Adrian_Pingstone.jpg
Un texte vu à travers un cristal de calcite. La biréfringence fait apparaître le texte en double.
La polarisation par transmission et réflexion
Aldoaldoz, CC-BY-SA ./figures/Calcite_and_polarizing_filter_Aldoaldoz.gifLa polarisation par biréfringence./figures/Calcite_and_polarizing_filter_Aldoaldoz.gif
Un texte vu à travers du calcite et un polariseur. Selon le sens du polariseur, on laisse passer le rayon ordinaire ou extraordinaire, polarisés perpendiculairement.
La polarisation par transmission et réflexion
Anders Sandberg, CC-BY. ./figures/glory_anders_sandberg.jpgUne gloire./figures/glory_anders_sandberg.jpg
Une gloire vue depuis un avion de ligne.
Polarisation par diffusion : Mie
Arianna Piccialli Figures/Eq_geostro.pngForce en action en équilibre géostrophiqueFigures/Eq_geostro.pngÉquilibre géostrophique
Arianna Piccialli, adaptation de Schubert, 1983. Eq_cyclost.pngForces en action en équilibre cyclostrophiqueEq_cyclost.pngÉquilibre cyclostrophique
Emmanuel Marcq CC-BY-SA emis_abs.pngRaies en absorption ou en émissionemis_abs.png
Profils d'une raie spectrale vue en émission (haut) ou en absorption (bas). L'altitude \tau(\lambda)=1 est atteinte plus haut au coeur de la raie (longueur d'onde \lambda_c) que dans les ailes lointaines de la raie (longueur d'onde \lambda_a) : z_c < z_a avec \tau(\lambda_c,z_c) = 1 et \tau(\lambda_a,z_a)=1.
Sondages thermiques
Emmanuel Marcq CC-BY-SA refl.pngIllustration de l'intensité réfléchierefl.pngSpectre réfléchis
Emmanuel Marcq CC-BY-SA onion.pngMéthode dite "par pelure d'oignon"onion.png
Visualisation géométrique de la méthode d'inversion surnommée "par pelure d'oignon" : la transmission observée t(z_1) permet, connaissant l'épaisseur traversée, de remonter à k_{\mathrm{ext}}(z_1). À partir de là, la transmission t(z_2) permet, connaissant k_{\mathrm{ext}}(z_1), d'en déduire k_{\mathrm{ext}}(z_2) et ainsi de suite.
Occultations
Emmanuel Marcq CC-BY-SA transit_prim.pngSpectroscopie d'un transit primairetransit_prim.png
Visualisation de la profondeur d'un transit primaire en fonction de la longueur d'onde. Ici, l'atmosphère est transparente aux grandes longueurs d'onde, et de plus en plus opaque aux courtes longueurs d'onde, ce qui augmente la profondeur du transit.
Transits primaires
Loïc Rossi CC-BY-SA ./figures/phase_scattering_angles.pngAngles de phase et de diffusion./figures/phase_scattering_angles.png
Illustration de l'angle de phase (α, entre la source, l'objet et l'observateur) et de l'angle de diffusion (Θ, entre la direction du rayon incident et celle du rayon diffusé).
Polarisation par diffusion : Rayleigh
M. Turbet synchronous.pngModèle 1D vs Modèle 3D, l'exemplesynchronous.png
Cas d'une planète en rotation synchrone, sans atmosphère, en tout point à l'équilibre thermique, et avec un albédo de surface constant A. On fait l'hypothèse très simpliste qu'une face reçoit en tout point un flux solaire constant alors qu'une autre ne reçoit pas du tout de flux. Pour ce cas particulier, on montre que T_{eq,3d} ~ 0.59 T_{eq,1d}.
Les outils de modélisation et les équations à prendre en compte
Michael Jastremski, CC-BY-SA ./figures/nuages_Michael_Jastremski_CCBYSA.jpegQuelques nuages cumulus./figures/nuages_Michael_Jastremski_CCBYSA.jpeg
Si ces cumulus apparaissent blancs, c'est à cause de la diffusion de Mie.
Polarisation par diffusion : Mie
NASA, image modifiée et commentée par R. Modolo CAPS_schema_IMS.pngAnalyseur à temps de vol de CAPS-CASSINICAPS_schema_IMS.png
Représentation schématique du spectromètre de masse de type temps de vol de l'expérience Cassini CAPS. Le trajet d'un ion est représenté par la courbe rouge
Analyseur à temps de vol
Sharayanan, CC-BY-SA ./figures/mie_scattering_Sharayanan_ccbysa.pngIndicatrices de rayonnement./figures/mie_scattering_Sharayanan_ccbysa.png
Indicatrices de rayonnement pour différents types de diffusion avec un rayon venant de la gauche. À gauche, la diffusion de Rayleigh, au centre une diffusion intermédiaire entre Rayleigh et Mie, à droite une indicatrice typique de la diffusion de Mie, avec une diffusion principalement vers l'avant.
Polarisation par diffusion : Mie
Tchannon, CC-BY-SA ./figures/Poloriser-demo_Tchannon_ccbysa.jpgLa polarisation par reflexion./figures/Poloriser-demo_Tchannon_ccbysa.jpg
Une fenêtre vue sans (à gauche) et avec (à droite) un polariseur. À droite, la réflexion est supprimée par un polariseur bloquant la composante verticale de la polarisation.
La polarisation par transmission et réflexion
Thomas Navarro cross.pngcross.png
\mathbf{A}, \mathbf{B} et \mathbf{C} forment une base directe puisque \sin \alpha est positif. Si \sin \alpha était négatif, la base serait dans le sens indirect.
Forces apparentes
Thomas Navarro windsmap.pngVents et nuages terrestreswindsmap.pngLes bases de la circulation atmosphérique
Thomas Navarro exo_hadley.pngexo_hadley.pngLes bases de la circulation atmosphérique
A traduire transit-fig1.pngGéométrie des transitstransit-fig1.png
Figure 1 : Géométrie de l’orbite d’une planète transitante. Nous utilisons ici le terme éclipse secondaire pour désigner le passage de la planète derrière l’étoile, i.e. l’occultation.
Taille de la planète
A. Piccialli Figures/Example_Wave.pngCaractéristique d'une ondeFigures/Example_Wave.png
Au bout d'une durée correspondant à une période T, l'onde aura aura la même allure.
Caractéristiques des ondes
A. Piccialli Figures/GW_V1.pngFigure 1Figures/GW_V1.pngExemples d'ondes atmosphériques
ALG figalteration4.pngSégrégation thermique sur Callisto et Japetfigalteration4.pngEffets thermiques
Adapté de Hanel et al. (1970) nimbus-earth.pngLecture graphique de la température de brillancenimbus-earth.png
Spectre thermique terrestre observé par l'instrument NIMBUS. Les courbes en pointillé représentent les spectres des corps noits aux températures indiquées en Kelvin. Ceci permet une lecture directe de ce spectre en température de brillance : un minimum situé autour de 215 K vers 15 µm, et un maximum un peu en dessous de 300 K entre 10 et 12 µm.
Température de brillance
Adapté de Sagan et al. (1993). spectre_terre_galileo.pngSpectre de la Terre vu par Galileospectre_terre_galileo.png
Luminance spectrale en provenance de la Terre et observée par la sonde Galileo alors en route vers Jupiter. Les spectres révèlent de grandes quantités d'eau, d'oxygène ainsi que du méthane. Les quantiés mesurées par Galileo témoignent d'une activité biologique intense.
Corps telluriques
Adapté de Wikipedia par M. Turbet. Phase_diagram_of_water.pngDiagramme de phase de l'eauPhase_diagram_of_water.png
Le diagramme de phase de l'eau montre qu'à haute pression (jusqu'à 200 MPa), la température du solidus décroit avec la pression. Il existe donc une région du diagramme (ici, en rouge) où l'eau peut rester sous forme liquide jusqu'à -20°C.
Les types d'habitabilité
Adapté de la Figure 9.12 de H. Jay Melosh (2011) FigErosion5bis.pngClassification des édifices éoliensFigErosion5bis.pngL'activité éolienne: accumulation
Adapté de la Figure 9.6 de H. Jay Melosh (2011) FigErosion7.png Vitesse de cisaillement seuil de mise en mouvement d’un grain en fonction de son diamètre d. FigErosion7.pngL'activité éolienne: transport (initiation)
Angelo Zinzi Figures/Kelvin.jpgFigure 2Figures/Kelvin.jpg
Ondes de Kelvin-Helmholtz observés au-dessus de Rome.
Exemples d'ondes atmosphériques
Arianna Piccialli spherical_coord_new.pngSystème de coordonnées sphériquesspherical_coord_new.pngCoordonnées sphériques
C. Hetlage, APOD VenusTransit2012_He.jpgTransit de VénusVenusTransit2012_He.jpg
Transit de Vénus de 2012 observé dans une bande H alpha, qui montre les tâches solaires et le filaments.
Dans le système solaire
Ce schéma est une version adaptée de la figure 3 de Young et al, SSR, 2004 schema_ELS.pngSchéma d'un spectromètre électroniqueschema_ELS.png
Représentation schématique du spectromètre électronique embarqué sur la mission Cassini et la trajectoire possible d'un électron en rouge.
Un analyseur électrostatique
Cyrill Harnischmacher chloro_IR.jpgChlorophylle vue en IR prochechloro_IR.jpg
Photographie en IR proche de la rivière Neckar en Allemagne. La réflectance très élevée de la chlorophylle des arbres est particulièrement frappante.
Corps telluriques
Dave3457, domaine public, traduction Loïc Rossi /figures/polariseur_lame_quart-onde.pngLame à retard/figures/polariseur_lame_quart-onde.png
De la lumière non polarisée passe dans un polariseur qui la polarise linéairement avant de passer à travers une lame quart d'onde qui la transforme en lumière polarisée circulaire gauche.
Polariseurs
E. Bolmont et S. Raymond. brown_dwarff_hz1.jpgLa Zone Habitable des Naines Brunesbrown_dwarff_hz1.jpg
On représente ici l'évolution de la Zone Habitable avec le temps pour une planète aux caractéristiques de la Terre orbitant une Naine Brune de 0.04 masse solaire. Au cours du temps, la Zone Habitable se rapproche de la Naine Brune jusqu'à atteindre la limite de Roche. La limite de Roche correspond à la distance orbitale à partir de laquelle les forces de marée exercées par l'étoile sur la planète dominent les forces de cohésion de la planète. En deçà de cette limite, la planète se disloque.
Naines Brunes
EM kirchhoff.pngIllustration de la loi de Kirchhoffkirchhoff.pngLoi de Kirchhoff
EM transit_simu.pngProfondeur optique vs. longueur d'ondetransit_simu.png
Simulation d'un transit primaire
Transit primaire
ESA (mission Venus Express) venus2uv.jpgNuages de Vénus en UVvenus2uv.jpg
Photographie en UV proche (365 nm) des nuages supérieurs de Vénus côté jour. La nature physique des contrastes observés est encore en partie mystérieuse à ce jour.
Corps telluriques
ESA/VMC/Venus Express Figures/Cover_Venus.jpgVénusFigures/Cover_Venus.jpgPlanètes à rotation lente
ESO NACO_at_Yepun_small.jpgNaCoNACO_at_Yepun_small.jpgAu sol
ESO 2M1207b_First_image_of_an_exoplanet_ESO.jpgLa première exoplanète découverte par imagerie directe2M1207b_First_image_of_an_exoplanet_ESO.jpg
2M1207 b, observée par NaCo
Au sol
ESO eso1417c.jpgSPHEREeso1417c.jpg
L'instrument SPHERE installé sur la plateforme d'un des télescope du VLT.
Au sol (suite)
Emmanuel Marcq teq.pngDétermination de la température d'équilibreteq.png
Bilan de puissance pour une planète sans atmosphère : le flux reçu de l'étoile équilibre la somme du flux réfléchi par la planète et du flux rayonné thermiquement (en rouge), qui dépend fortement de la température de la planète. Ce bilan peut donc servir à déterminer cette température, appelée température d'équilibre.
Température d'équilibre
Emmanuel Marcq radconv.pngEffet de serre et profil thermiqueradconv.png
Effet de serre modéré (à gauche) et intense (à droite). L'augmentation de l'opacité infrarouge de l'atmosphère (à droite) force le rayonnement thermique à provenir de couches plus élevées (à partir du pointillé rouge). La troposphère, zone où la convection assure le transport d'énergie vers le haut (flèches blanches) et où le profil de température est linéaire, s'étend donc plus profondément. Cela conduit à une température de surface plus élevée : l'effet de serre a augmenté (mais le profil de température dans la zone supérieure radiative reste inchangé ! Le bilan radiatif global et donc la température effective restent identiques.)
Effet de serre
Emmanuel Marcq hydrostat.pngÉquilibre hydrostatiquehydrostat.png
Schéma des forces appliquées à une tranche d'air à l'équilibre.
Atmosphère isotherme
Emmanuel Marcq gh1.pngReprésentation des flux rayonnantsgh1.png
Représentation schématique des flux (bleu pour le domaine stellaire visible-UV-proche IR, rouge pour le domaine infrarouge thermique).
Effet de serre
Emmanuel Marcq radconv2.pngProfil thermique radiatif-convectifradconv2.png
En pointillé, le profil thermique purement radiatif. En dessous d'une certaine altitude (marqué par un point noir), ce profil devient convectivement instable et la convection prend le relais pour transporter l'énergie (aidant ainsi au refroidissement de la surface). la couche atmosphérique située sous ce point s'appelle alors la troposphère, et celle au-dessus mésosphère (il n'y a pas de stratosphère dans ce profil).
Profil thermique radiatif-convectif
Emmanuel Marcq thermo.pngThermosphèrethermo.png
Positions respectives de la source de chaleur (+Q) et du puits radiatif mésosphérique (-Q). Le profil conductif s'établit alors entre les deux avec transport par conduction de la chaleur verticalement selon \vec{\jmath}_Q entre les deux, imposant le gradient thermique positif dT/dz > 0.
Autres couches atmosphériques
Emmanuel Marcq adiabat.pngStabilité du profil thermiqueadiabat.png
Sur l'image de gauche, le profil thermique décroît rapidement avec l'altitude (dégradé de couleur rouge vers bleu). Si une masse d'air (délimitée par l'ellipse pleine) est amenée de façon adiabatique à un niveau supérieur, son refroidissement adiabatique est insuffisant par rapport aux alentours et elle reste plus chaude que ses environs. Elle peut alors continuer à monter, le profil thermique est instable. Sur l'image de droite, le profil thermique décroît très lentement avec l'altitude. La même masse d'air montant alors plus haut se retrouve plus froide que ses environs, et retombe alors à son niveau de départ. Le profil thermique est convectivement stable.
Profil thermique radiatif-convectif
Emmanuel Marcq (à partir de la base de données GEISA 2011) CC-BY-SA GEISA2011.pngAbsorption de quelques gaz dans l'IR thermiqueGEISA2011.png
Absorption de la vapeur d'eau (rouge), du dioxyde de carbone (vert), de l'ozone (bleu) et du méthane (violet) dans les conditions standard de température et de pression. L'échelle verticale est logarithmique.
Sondages de composition
Emmanuel Marcq CC-BY-SA tau_add.pngAdditivité de la profondeur optiquetau_add.pngÉpaisseur optique / Loi de Beer-Lambert
Fffred figures/Polarisation_elliptique.gifChamp E d'une onde polarisée elliptiquement.figures/Polarisation_elliptique.gif
Vue du plan d'onde d'une onde électromagnétique polarisée elliptiquement. La direction de propagation « sort » de l'écran. (Cliquez sur l'image pour l'agrandir et voir l'animation)
La polarisation elliptique
Fffred figures/Polarisation_circulaire.gifChamp E d'une onde polarisée circulairement.figures/Polarisation_circulaire.gif
Vue du plan d'onde d'une onde électromagnétique polarisée circulairement. La direction de propagation « sort » de l'écran. Ici, la polarisation est droite vue depuis l'observateur. (Cliquer sur l'image pour l'agrandir et voir l'anumation)
La polarisation circulaire
Fffred /figures/Polarisation_rectiligne.gifLe champ E d'une onde polarisée linéairement./figures/Polarisation_rectiligne.gif
Vue du plan d'onde d'une onde électromagnétique polarisée linéairement. La direction de propagation « sort » de l'écran. (Cliquer sur l'image pour l'agrandir et voir l'animation)
La polarisation linéaire
Fffred CC-BY-SA /figures/Wire-grid-polarizer_Fffred_ccbysa.pngLumière naturelle/figures/Wire-grid-polarizer_Fffred_ccbysa.png
Exemple de lumière non polarisée venant de la gauche et traversant un filtre polarisant. Seule la composante polarisée linéairement et verticale est transmise.
Lumière non polarisée
Fig. 3 dans Khatuntsev et al, Cloud level winds from the Venus Express Monitoring Camera imaging, Icarus (2013); doi: 10.1016/j.icarus.2013.05.018 Figures/Tracking_clouds_on_Venus.jpgFigure 3Figures/Tracking_clouds_on_Venus.jpg
Exemples de nuages identifiés dans les images de Venus Express et utilisés pour déterminer la vitesse du vent su Vénus.
Introduction
Figure extraite et modifiée de Moore et al. (2000). figalteration3.pngDifférents niveaux de dégradation des cratères sur Ganymède sous l’effet de l’érosion spatiale et notamment des pluies micro-météoritiques. figalteration3.pngBombardement micro-météoritique
Figure produite par Alice Le Gall (LATMOS) /figures/polarisation_emissivites.pngv/figures/polarisation_emissivites.png
Figure montrant l'emissivité en fonction de l'angle d'émission pour différentes permittivités. Les courbes pleines correspondent à la polarisation perpendiculaire et les courbes en tirets correspondent à la polarisation parallèle. On voit ainsi que l'emissivité diminue avec la hausse de la permittivité.
Usages
Figure tirée de Stevenson et al. (2014) stevenson.pngCourbe de lumièrestevenson.png
Courbe de lumière lors du transit secondaire de WASP-43b. Le flux en provenance de l'étoile est normalisé à 1. Le surcroît autour du transit secondaire est causé par l'émission thermique de la planète, ce qui a permis de reconstituer son profil thermique. L'insert en haut à droite représente le transit primaire.
Transits secondaires
Gemini Planet Imager; Processing by Marshall Perrin, Space Telescope Science Institute. /figures/HR4796A-K1_GPI_pol.jpgL'étoile HR4796A/figures/HR4796A-K1_GPI_pol.jpg
L'étoile HR4796A observée par le Gemini Planet Imager. À gauche, l'image en intensité et à droite la même cible en lumière polarisée. La lumière de l'étoile est non polarisée tandis que le disque de poussières présent autour de celle-ci polarise fortement la lumière. L'observation en lumière polarisée permet ainsi de mieux distinguer le disque de son étoile.
Applications à l'exoplanétologie
H. Lammer ganymede_profile.pngReprésentation des planètes/lunes habitables de classes III et IVganymede_profile.png
Représentations possibles des objets de catégories III et IV. Le cas 1 correspond à une planète dont la totalité de l'eau est gelée. Le cas 2 à un objet de catégorie IV. Les cas 3 et 4 à des objets de catégorie III.
Les types d'habitabilité
Inductiveload /figures/Polarisation_Elliptical_inductiveload.pngPolarisation elliptique/figures/Polarisation_Elliptical_inductiveload.png
Onde polarisée elliptiquement. Les courbes bleue et rouge représentent les deux composantes orthogonales du champ électrique. Le champ E est indiqué en noir. La projection sur le plan d'onde (ligne jaune sur le plan bleu) donne une ellipse.
La polarisation elliptique
Inductiveload /figures/Polarisation_Circular_inductiveload.pngPolarisation circulaire/figures/Polarisation_Circular_inductiveload.png
Onde polarisée circulairement. Les courbes bleue et rouge représentent les deux composantes orthogonales du champ électrique. Le champ E est indiqué en noir. La projection sur le plan d'onde (en noir sur le plan bleu) donne un cercle.
La polarisation circulaire
Inductiveload /figures/Polarisation_Linear_inductiveload.pngPolarisation linéaire/figures/Polarisation_Linear_inductiveload.png
Onde polarisée linéairement. Les courbes bleue et rouge représentent les deux composantes orthogonales du champ électrique. Le champ E est indiqué en noir. La projection sur le plan d'onde (ligne jaune sur le plan bleu) donne une droite.
La polarisation linéaire
J. Kasting early_earth.pngLe scénario du passé de la Terreearly_earth.png
Scénario de l'évolution temporelle des composés majeurs de l'atmosphère terrestre.
Passé et Devenir de la Terre
Laboratory for Atmospheric and Space Physics, traduit et adapté par E. Marcq EVMgreenhouseT.jpgProfils thermiques des trois atmosphères telluriques du système solaireEVMgreenhouseT.jpg
Profils thermiques de Mars, Vénus et de la Terre. Les profils thermiques des atmosphères de Mars et de Vénus ne comportent pas de stratosphère, tandis que l'atmosphère terrestre en comporte une, située d'après ce graphique entre 10 et 50 km d'altitude.
Couches atmosphériques supérieures
Limaye et al., 2009 VMC_hurricane.pngFigure 2VMC_hurricane.png
(Gauche) Le vortex polaire de Vénus; (Droit) l'ouragan Frances sur la Terre.
Systemes cyclostrophiques
Loïc Rossi CC-BY-SA figure_geometrie_simple.pngGéométrie d'une observation spatialefigure_geometrie_simple.png
Géométrie d'observation : en bleu \theta_0 est l'angle solaire zénithal (SZA) ; en vert \theta est l'angle d'émission (EMI) ; et en rouge l'angle α est l'angle de phase.
Observations nadir et limbe
Loïc Rossi CC-BY-SA Qext_log_log_v3.pngSection efficace de diffusionQext_log_log_v3.png
Représentation log-log de la section efficace de diffusion en fonction de la longueur d'onde pour des particules sphériques d'un rayon r \approx 1\,\mathrm{\mu m}. Aux grandes longueurs d'onde, r \ll \lambda et on se trouve dans le régime Rayleigh (\sigma_{\mathrm{ext}} \propto \lambda^{-4}, apparaissant comme une asymptote de pente -4). Pour r \sim \lambda et r > \lambda, on se trouve dans le régime de Mie, où la section efficace est presque indépendante de \lambda et voisine de la section géométrique des particules.
Diffusions Rayleigh et Mie
M. K. Bird, et al., Nature 438, 800-802 (8 December 2005) Figures/nature04060-f1.2.jpgFigure 2Figures/nature04060-f1.2.jpg
Vitesse du vent zonal sur Titan pendant la descente de la mission Huygens.
Introduction
M. Turbet diagramme_phase.pngDiagramme de phase de l'eaudiagramme_phase.png
L'eau est stable sous sa forme liquide pour une gamme donnée de valeurs de Températures / Pressions. Sur Terre, l'eau liquide est stable entre 0 et 100 °C.
De l'eau liquide
M. Turbet / F. Forget runawayglaciation.pngLa glaciation galopanterunawayglaciation.png
Mécanisme de déstabilisation par glaciation galopante, aussi appelée "Runaway Glaciation".
La limite froide
NASA Dust_devil_earth.jpgFigure 3Dust_devil_earth.jpg
Tourbillon de poussière sur la Terre observé dans le désert de l'Arizona.
Systemes cyclostrophiques
NASA Dust_devil_mars.pngFigure 4Dust_devil_mars.png
Tourbillon de poussière sur Mars photographié par le rover Spirit.
Systemes cyclostrophiques
NASA curiosity.jpgSurface martiennecuriosity.jpg
Panorama martien observé par le rover Curiosity de la NASA. La couleur caractéristique de la surface martienne apparaît clairement, ainsi que la diffusion de la lumière par les poussières en suspension dans l'atmosphère.
Corps telluriques
NASA HST_creditNASA.jpgHubble Space TelescopeHST_creditNASA.jpgSatellites
NASA Spitzer.jpgSpitzerSpitzer.jpgSatellites (Suite)
NASA warrego_valles.jpgRéseau de rivières martien - Warrego Valleswarrego_valles.jpg
Photographie de réseaux de rivières martiens situés dans la région de Warrego Valles.
Mars - L'énigme des réseaux de rivières
NASA (mission Cassini) Titan_specular.jpgRéflexion spéculaire sur les lacs de TitanTitan_specular.jpg
Réflexion en IR proche de la lumière solaire à la surface d'un lac de Titan situé près du pôle Nord.
Corps telluriques
NASA / JPL / University of Arizona / HiRISE vortex_mars_hirise.jpgvortex_mars_hirise.jpg
Tourbillon de poussière de 140 m de diamètre et 20 km de hauteur vu depuis l'orbite par l'intrument HiRISE.
Systemes cyclostrophiques
NASA GSFC (Hanel et al.) Thermal_IR_Venus_Earth_Mars.pngSpectres thermiques telluriquesThermal_IR_Venus_Earth_Mars.png
Spectres des trois principales planètes telluriques connues dans l'infrarouge thermique. Les composés gazeux responsables des structures observées sont indiqués.
Analyse de composition atmosphérique
NASA/JPL/ESA/University of Arizona (Titan) et S.M. Matheson (Terre) FigErosionFluviale1.png« Galets » sur Titan et sur la TerreFigErosionFluviale1.pngL’activité pluviale et fluviale: destruction
National Oceanic and Atmospheric Administration (NOAA). Tornado.jpgFigure 1Tornado.jpg
Une tornade sur Terre observé par l'équipe VORTEX-99 le 3 Mai 1999 en Oklahoma.
Systemes cyclostrophiques
R. Hogan (Univ. of Reading) circle10_z.gifIllustration d'un processus de diffusioncircle10_z.gif
Illustration de la diffusion d'une onde électromagnétique par une sphère diélectrique de rayon comparable à la longueur d'onde et d'indice de réfraction relatif n_r = 1,78. Le champ électrique total figure à gauche, et la composante diffusée à droite.
Processus radiatifs
Rogilbert ./figures/Animation_polariseur.gifIllustration de la loi de Malus./figures/Animation_polariseur.gif
Un polariseur (parfois appelé analyseur) devant une source polarisée linéairement . Selon l'angle que fait la direction du polariseur avec la polarisation de la lumière, le filtre laisse passer plus ou moins de lumière, conformément à la loi de Malus.
Polariseurs
Sharayanan CC-BY-SA mie_scattering_Sharayanan_ccbysa.pngFonctions de phase de Rayleigh et de Miemie_scattering_Sharayanan_ccbysa.png
Figure montrant les indicatrices des différents processus de diffusion. La lumière incidente est supposée aller de gauche à droite. Plus la flèche est longue, plus la diffusion sera importante dans cette direction. À gauche, le régime de Rayleigh avec une diffusion relativement isotrope. Au centre, la diffusion de Mie, qui diffuse fortement vers l'avant. À droite, la diffusion de Mie pour des particules encore plus grandes.
Diffusions Rayleigh et Mie
Simulations numériques de Frédéric Masset (CEA). images/Cours-26-typeImig.gifimages/Cours-26-typeImig.gif
Migration de Type I pour planète de masse terrestre dans un disque proto-planétaire. On voit que la planète créé des sillons (des ondes de densité) dans le disque, mais n’est pas capable de vider la région autour d’elle.
Migration dans le disque de gaz primordial
Simulations numériques de Frédéric Masset (CEA). images/Cours-26-typeIImigb.gifimages/Cours-26-typeIImigb.gif
Migration de Type II pour planète de masse 15 M_earth. LA planète est à présent capable de creuser un large vide autour d’elle. Elle « figée » dans le disque et va migrer lentement vers l’intérieur à mesure que le disque spirale vers l’étoile par accrétion visqueuse.
Migration dans le disque de gaz primordial
Source : Thèse Claire Ferrier, 2009 shcema_analyseur_magnetique.pngLe spectromètre de masse de Mars-Express / Venus-Expressshcema_analyseur_magnetique.png
Représentation schématique du spectromètre de masse ionique de Mars-Express et Venus-Express.
Analyseur à secteur magnétique
Space and Atmospheric Physics group Londres, Angleterre , Imperial College, (commentaires de la figure traduit en français) fluxgate_schema.pngSchéma d'un fluxgatefluxgate_schema.pngRappels et configuration du système
T. Navarro circulation.pngcirculation.png
Circulation atmosphérique moyenne schématique sur Terre. Les cellules ne sont pas à l'échelle : elle font quelques dizaines de km d'altitude pour des milliers de km de largeur !
Planètes à rotation rapide
Th. Navarro puzzle.pngpuzzle.png
Atmosphère d'une exoplanète : les éléments du puzzle à résoudre !
Méthodologie
Tiré de Forget & Leconte (2013) forget_leconte.pngClassification des atmosphères planétairesforget_leconte.png
Typologie des atmosphères planétaires en fonction de la température (abscisse) et de la masse de la planète (ordonnée). Les atmosphères habitables correspondent à la zone centrale, où l'eau peut se trouver sous forme de glace, de vapeur et, de façon cruciale, liquide.
Importance du profil de température
Université de Nantes FigFluideGrad.pngGradient de vitesse d'un fluide au dessus d'un solFigFluideGrad.pngRappels : L’écoulement des fluides
Wikipedia molecule-carbone.pngUn exemple : le méthane (CH4)molecule-carbone.png
On a représenté ici une molécule de CH4. L'atome de Carbone est au centre, en noir. Il est capable de former simultanément 4 liaisons covalentes. Dans la molécule de CH4, l'atome de Carbone forme 4 liaisons avec 4 atomes d'hydrogène différents.
Conditions de l'habitabilité
Y. Reffet FigErosion4bis.pngModes de transport des particules par le vent FigErosion4bis.pngL'activité éolienne: transport (suspension, saltation, reptation)
http://space-sky.com/inflatables-in-space/ Figures/Vega-Venus-Balloon.jpgFigure 1Figures/Vega-Venus-Balloon.jpg
Représentation artistique du ballon VEGA dans l'atmosphère de Vénus.
Introduction
à traduire transit-fig3.pngTransits et courbe de phase de HD189733 btransit-fig3.png
Figure 3 : Transit, éclipse secondaire, et courbe de phase de la planète HD 189733 b, observés à une longueur d’onde de 8μm avec le télescope spatial infrarouge Spitzer. Les courbes sont normalisées au flux stellaire (1.000 pendant l'éclipse secondaire). Le transit (à la phase 0.0) fait environ 2.1% de profondeur, ce qui indique un rapport des rayons R_p/R_e de 1.0%. L'éclipse secondaire (phase 0.5) indique que le côté jour de la planète émet 0.3% du rayonnement stellaire à cette longueur d’onde, impliquant une température d’environ 1210 K. La figure du bas (zoom vertical de celle du haut) montre la courbe de phase. Après modélisation, celle-ci indique que la température du côté nuit est d’environ 970 K, « seulement » 240 K plus froid que sur le côté jour, ce qui implique une forte redistribution de la chaleur par la dynamique atmosphérique. D’après Knutson et al. 2007.
Atmosphère: composition et dynamique - IV
à traduire transit-fig7.pngSpectre en transmission de HD 209458 btransit-fig7.png
Figure 7 : Le spectre en transmission de HD 209458b, exprimé en termes de profondeur du transit. La partie visible (<1 micron) suggère l’effet de la diffusion Rayleigh et de l’absorption par le sodium à 0.58 micron. La présence de la vapeur d’eau est clairement visible à 1.4 microns (Deming et al. 2013).
Spectroscopie du transit
à traduire transit-fig8.pngNombre d'exoplanètestransit-fig8.png
Figure 8 : Nombre d’exo-planètes découvertes par année (jusqu’au 10 mai 2016). En bleu clair et ocre, la contribution de Kepler à ces découvertes.
Kepler
à traduire transit-fig9a.pngExoplanètes candidates de Keplertransit-fig9a.png
Figure 9a : Candidats planétaires Kepler (en date du 23/07/2015) dans un diagramme période / rayon.
Kepler
à traduire transit-fig9b.pngTaille des exoplanètestransit-fig9b.png
Figure 9b : Distribution des exo-planètes confirmées en fonction de leur rayon
Kepler
"Echelle Principle" by Boris Považay (Cardiff University) - Own work. Licensed under CC BY-SA 2.5 via Wikimedia Commons Echelle_Principle.pngPrincipe du spectrographe d'échelleEchelle_Principle.png
Le rayon incident est d'abord diffracté sur une grille standard (std. grating), puis à nouveau diffracté par le réseau d'échelle. Les trois spectres finalement obtenus sont reçus par des capteurs CCD.
Spectrographe
(adapté dewikipedia) plasma_scales.pngDiversité des propriétés plasmasplasma_scales.png
Diversité des plasmas naturels et artificiels que l'on peut rencontrer
Un gaz ionisé rempli l'Univers
A traduire transit-fig2.pngOrientation de l'orbitetransit-fig2.png
Figure 2 : Transit d’une exoplanète en présence de rotation stellaire. La planète masque d’abord des régions émettant vers le bleu, puis vers le rouge. La dernière ligne montre l’évolution de la vitesse radiale mesurée pour l’étoile pour différentes orientations de l’orbite planétaire. Dans les trois situations montrées, la durée du transit est la même de sorte que la simple observation photométrique du transit ne pourrait les distinguer.
Orbite : Orientation
ALG Crater1.pngBestiaire de cratèresCrater1.pngCratérisation des surfaces
ALG regolithes.pngRégolithes planétairesregolithes.pngAltération des surfaces sans atmosphère
ALG Dunes.pngDunes dans le Système SolaireDunes.pngErosion et sédimentation des surfaces avec atmosphère
ALG figcraterisation3.pngDegré de cratérisation des principales surfaces solides du Système Solairefigcraterisation3.pngDatation des surfaces planétaires par comptage de cratères
ALG FigErosionPluviale41.pngTransport fluvialFigErosionPluviale41.pngL'activité fluviale: transport
Adapté d'un article de Kopparapu et al., The Astrophysical Journal 765 (2013). flux_kopparapu.pngFlux solaire et thermiqueflux_kopparapu.png
En haut, on représente l'évolution de la température de surface de la Terre en fonction du flux solaire reçu (relatif à aujourd'hui). Le flux solaire relatif actuel est donc de 1. En bas, on montre l'évolution du flux thermique en fonction de la température de surface. La zone grisée représente l'effet d'emballement de l'effet de serre. NB : Ces courbes ont été calculées à partir de modèles 1D utilisant une paramétrisation simplifiée de la planète Terre.
L'emballement de l'effet de serre
Adapté de Grotzinger et al. (2013), Sedimentary processes on Earth, Mars, Titan and Venus. In : Comparative Climatology of Terrestrial Planets, S.J. Mackwell et al. Eds, pp 439-472. Univ. Of Arizona, Tucson. FigErosionFluviale4.pngPaysages fluviauxFigErosionFluviale4.pngPaysages fluviaux et accumulation
Adapté de Karkoschka (1994). sp_geantes.pngSpectres des planètes géantes dans le domaine visiblesp_geantes.png
Spectres d'Uranus, Neptune, Saturne et Jupiter dans le domaine visible. On notera le faible albédo de Jupiter et Saturne dans le bleu ainsi que les fortes absorptions d'Uranus et Neptune dans le rouge (liées au méthane).
Les planètes géantes
Adapté de R. Kopparapu (1D) et J. Leconte (3D). vaporprofile.pngProfils verticaux de vapeur d'eauvaporprofile.png
Profils verticaux de vapeur d'eau calculés à partir de deux modèles de climat différents [ 1D (bleu) et 3D moyenné (rouge) ] de la Terre pour différentes valeurs de distance orbitale Terre-Soleil.
Le Moist Greenhouse, échappement atmosphérique
Anne-Marie Lagrange et collaborateurs, 2009 betapictorisbLagrange2009.jpgL'image que l'on obtientbetapictorisbLagrange2009.jpg
Une observation de β Pictoris b (dans les cases du bas, la planète est la tache blanche en haut à gauche du centre de l'image).
Qu'est ce que c'est ?
Antoniadi (La planète Mars) Antoniadi_Mars1.gifSchiaparelli/AntoniadiAntoniadi_Mars1.gif
Une des cartes que Schiaparelli dressa de Mars (en haut), à comparer à une des cartes d’Antoniadi (en bas)
Mars, les observations
Arecibo signal-m13.pngSignal envoyé vers M13signal-m13.png
Figure 1 : Signal envoyé vers M13
Envoi de messages
Arianna Piccialli Solar_radiation.pngRadiation solaireSolar_radiation.png
Figure 2 : La radiation solaire arrive à des angles différents à la surface de la Terre selon la latitude. Pour une même quantité d'énergie émise par le soleil, la zone couverte est plus petite à l'équateur et s'agrandit aux pôles. Ainsi, la Terre reçoit plus d'énergie par unité de surface à l'équateur qu'aux pôles.
Bilan radiatif au sommet de l'atmosphère
Astrophysique sur Mesure cn.pngSpectres de corps noircn.png
Représentation des spectres thermiques émis par divers corps noir de température variable. Notez les échelles logarithmiques utilisées sur chacun des axes, nécessaires pour bien représenter les longueurs d'onde du pic et puissances spectrales, toutes deux très différentes selon la température.
Modèle du corps noir
B. Charnay animationLa glaciation de la Terrealb_movie.webm
La Terre soumise à un flux solaire ( F \propto \frac{1}{d_^{2}} avec d la distance Terre-Soleil ) égal à 80% de sa valeur actuelle. Au bout de 20 ans, la planète est entièrement recouverte de glace.
La limite froide
B. Charnay charnay_1.pngCas de la Terre - Rôle des Gaz à effet de serrecharnay_1.png
Voici trois résultats de simulations de la Terre décalée à la distance de 1.12 U.A. du Soleil (80% du flux solaire actuel). Avec l'atmosphère actuelle, la Terre entière serait gelée et donc plus habitable. Mais si l'on augmente la quantité de gaz à effet de serre (CO2 ou CH4), alors la présence d'eau liquide est possible.
L'effet de serre maximum
BNF-Gallica Roemer.jpgRoemerRoemer.jpg
Gravure de l'article de Rømer dans le JOURNAL DES SCAVANS de l'orbite de Io (en haut) observée de la Terre (en bas). L'article rapporte les 8 années d'observation et la conclusion que la lumière ne se propage pas instantanément.
Des phénomènes riches d'enseignements
Benoit Moser. Lesia. Grille/spectral.gifGrille/spectral.gif
Discrétisation spectrale. On décompose chaque champ atmosphérique en harmoniques sphériques. L'avantage est d'éviter tout point singulier, mais il faut sans cesse faire la conversion sur une grille découpée spatialement, comme les trois autres évoquées ici, pour faire le lien avec la colonne physique. On voit ici à quoi correspondent les 21 premiers modes.
Discrétisation horizontale
Bernard le Bouvier de Fontenelle Fontenelle_Entretiens.jpgEntretiens sur la pluralité des mondesFontenelle_Entretiens.jpg
Figure 2 : La Marquise et le Philosophe, frontispice des Entretiens sur la pluralité des mondes.
Révolution cartésienne
Bertrand Mennesson DARWIN-Simulation.pngSimulation DarwinDARWIN-Simulation.png
Simulation d'une observation Darwin de 60 h sur un système solaire à 10 pc de nous.
L'exemple de Darwin/TPF-I
Bibliothèque de l’Observatoire de Paris images/Cours-1-Descartes.gifimages/Cours-1-Descartes.gif
Les tourbillons de Descartes
Quelques repères historiques: modèles evolutionnistes et modèles catastrophistes
Bruno Luong Grille/cubedsphere.pngGrille/cubedsphere.png
Grille cube sphère. Chaque face d'un cube, déjà découpée, est projetée sur une sphère de même centre.
Discrétisation horizontale
C. Crivelli personnes/thomas-aquinas.jpgThomas d'Aquinpersonnes/thomas-aquinas.jpgQuestionnement chrétien
CC BY-SA 3.0, modifié par ALG figalteration2.pngL'érosion spatialefigalteration2.pngL'érosion spatiale sur les surfaces sans atmosphère
CNES transit.jpgUn exemple de transittransit.jpgPremière approche
CNES satellite-corot.pngCorotsatellite-corot.png
le satellite Corot
Corot
Chabrier and Baraffe, Annual Review of Astronomy and Astrophysics38 (2000) brown_dwarf.pngEvolution de la luminosité des Naines Brunesbrown_dwarf.png
On représente l'évolution temporelle de la luminosité de naines brunes de différentes masses. A la différence des étoiles de la Séquence Principale, la luminosité d'une naine brune décroît avec le temps.
Naines Brunes
Christophe Dang Ngoc Chan, CC-BY-SA ./figures/Diffusion_rayleigh_Christophe_Dang_Ngoc_Chan_ccbysa.pngLa diffusion Rayleigh./figures/Diffusion_rayleigh_Christophe_Dang_Ngoc_Chan_ccbysa.png
Une onde électromagnétique incidente fait osciller le nuage électroniques des atomes. Le dipôle électrostatique généré rayonne une onde électromagnétique de même longueur d'onde : la diffusion Rayleigh.
La diffusion Rayleigh
Dan Moulton, CC-BY-SA figures/StokesParamSign1.pngLes éléments de Stokesfigures/StokesParamSign1.png
Figure illustrant les différents paramètres de Stokes.
Les paramètres de Stokes
David Lafrenière et collaborateur 2007 dans the Astrophysical Journal ADI_Lafreniere_2007.jpgADIADI_Lafreniere_2007.jpg
Exemple de ce que permet l'imagerie différentielle angulaire : (a) une des images prise de l'étoile HD 691 avec un coronographe. Les images (b) et (c) sont le résultat de l'ADI appliquée sur deux groupes d'images. (d) est l'image finale qui est la médiane de toute les images résiduelles (comme (b), (c)). Remarquez le point source au-dessus de l'étoile qui était complètement invisible dans l'image (a).
Imagerie différentielle
Domaine public Shemacoronographelyot_domainePublic.jpgCoronographe de LyotShemacoronographelyot_domainePublic.jpg
Schéma original du coronographe de Lyot, tel qu'il le présenta lui-même en 1932. La lentille placée en A forme l'image du soleil sur un disque en B, légerement moins large que l'image du soleil. Puis la lentille C produit une image A'A" sur un diaphragme dont le centre est occupé par le petit écran E. Les bords du diaphragme arrêtent la lumière diffractée par les bords de la première lentille, le petit écran arrête la lumière des images solaires produites par les réflexions parasites sur les faces de la lentille. L'image de la seule couronne solaire finit par apparaître en B'B".
Coronographie
Données provenant du site exoplanet.eu . MassPeriod.pngRépartion des planètes suivant les méthodes de détectionMassPeriod.png
Répartition des exoplanètes en masse/période, les points verts sont les planètes observées par imagerie directe.
Faire de nouvelles découvertes
E. Thommes, (Astrophysical Journal). images/Cours-24-Thommes2003.jpgimages/Cours-24-Thommes2003.jpg
Simulation numérique montrant l’évolution dans le temps de la masse (en masses terrestres) du plus gros corps formé (ligne en trait plein) à différents endroits de la nébuleuse proto-planétaire solaire (MMSN).
Les limitations du modèle coeur solide
ESA corot-exo7b.pngCourbe de lumière de Corot-7 bcorot-exo7b.pngCorot
ESA/NASA Fomalhaut_planet-credit_ESA_NASA_L_Calcada-.jpgFomalhaut bFomalhaut_planet-credit_ESA_NASA_L_Calcada-.jpgIntroduction
ESO Primera_foto_planeta_extrasolar_ESO.jpgExemple de relation distance,orbite,distance angulairePrimera_foto_planeta_extrasolar_ESO.jpg
La première planète imagée orbite à environ 55 fois la distance Terre-Soleil de son étoile hôte, qui elle-même se trouve à 70 pc de nous. Cela se traduit par une distance angulaire de 778 mas (milliarcsecondes), ce qui est accessible aux grands télescopes actuels.
Distances
ESO boucleretrooverteferme.jpgCorrectionboucleretrooverteferme.jpg
À gauche, une observation sans optique adaptative. À droite la même cible avec optique adaptative, qui nous révèle que l'objet est une en fait une étoile binaire.
Optique adaptative
ESO ESO_-_The_Radial_Velocity_Method_.jpgESO_-_The_Radial_Velocity_Method_.jpg
Représentation de la modification du spectre d'une étoile, décalé vers le bleu ou vers le rouge, suivant que la planète s'éloigne ou s'approche de nous, c'est ce décalage qui est utilisé par la méthode de vélocimétrie radiale.
Autres méthodes
ESO the_planet_around_Alpha_Centauri_B.jpgthe_planet_around_Alpha_Centauri_B.jpgPrésentation
ESO Alpha_Centauri_and_its_surroundings.jpgAlpha du CentaureAlpha_Centauri_and_its_surroundings.jpgPrésentation
ESO, Calçada Beta_Pictoris_b_artists_impression.jpgLe système que l'on observeBeta_Pictoris_b_artists_impression.jpg
Une vue d'artiste de β Pictoris b
Qu'est ce que c'est ?
ESO/Lagrange Exoplanet_caught_on_the_movecredit_ESO_A_M_Lagrange.jpgDisqueExoplanet_caught_on_the_movecredit_ESO_A_M_Lagrange.jpg
Image composite combinant le disque et la planète en orbite autour de β pictoris (ici masquée, au centre du cercle) .
Disque zodiacal
Emmanuel Marcq scale_height.pngDétermination graphique de l'échelle de hauteurscale_height.png
Lecture graphique de l'échelle de hauteur atmosphérique. Sur le profil de pression standard de l'atmosphère terrestre, on repère l'altitude H à laquelle la pression est divisée par le nombre e (environ 2,718). Cette altitude définit l'échelle de hauteur au niveau de la surface, proche ici de 8\,\mathrm{km}.
Échelle de hauteur
Emmanuel Marcq CC-BY-SA nadir_limb.pngObservations au limbe et au nadirnadir_limb.png
Géométries d'observations au limbe (bleu) et au nadir (rouge).
Observations nadir et limbe
F. Forget mars_escape.pngL'échappement atmosphériquemars_escape.png
Les mécanismes possibles d'échappement atmosphérique. Exemple de la planète Mars.
De l'eau liquide
F. Forget hydrogen_escape.pngL'échappement de l'hydrogènehydrogen_escape.png
Les molécules d'H2O qui atteignent la haute atmosphère peuvent être photodissociées par le rayonnement UV reçu. Les atomes d'hydrogène libérés, légers, peuvent alors s'échapper de l'attraction gravitationnelle de la planète.
La limite chaude
F. Forget et J. Leconte evol_planet.pngLes différentes sortes d'atmosphères planétairesevol_planet.png
Diagramme représentant qualitativement les principales classes d'atmosphères qu'une planète puisse avoir en fonction de sa masse et de sa température de surface. Chaque trait (pointillé ou continu) délimite une transition entre deux classes possibles d'atmosphères.
La diversité d'exoplanètes
Forget and Leconte, Phil. Trans. R. Soc. A 372 (2014). flux_uv.pngFlux Ultraviolet des étoiles de la Séquence Principaleflux_uv.png
Proportion de Flux X-UV (intégré entre 0.1 et 100 nm et pendant les 5 premiers milliards d'années de l'étoile) dans le flux total émis par une étoile de la Séquence Principale, en fonction de sa masse.
Etoiles de faible masse
Forget and Pierrehumbert, Science, 278 (1997). co2cloud.pngLe rôles des nuages de CO2co2cloud.png
On représente ici l'effet de nuages de glace de CO2 sur la température de surface d'une planète dont l'atmosphère est épaisse et constituée majoritairement de CO2. Les nuages de glace de CO2 diffusent le flux thermique infrarouge en provenance de la surface, ce qui a pour effet indirect de réfléchir ce flux IR vers la surface. Les nuages contribuent positivement à l'effet de serre de la planète.
L'effet de serre maximum
GPI psfcube.gifExemple de cubepsfcube.gif
Succession temporelle de différentes "tranches spectrales" correspondant aux différentes longueurs d'onde d'un cube spectral (les abscisses et les ordonnées correspondent aux coordonnées spatiales des pixels). Remarquez que le spectre de la planète (le point qui apparaît en bas à gauche à la moitié de l'animation) n'apparaît que à certaines longueurs d'ondes à une position spatiale donnée, alors que les autres éléments (artefacts, tavelures) s'éloignent en fonction de la longueur d'onde.
Spectroscopie
Galicher et al. 2011 HR8799_HRdiag.jpgDiagramme couleur-couleurHR8799_HRdiag.jpg
Diagramme couleur-couleur comparant les naines rouges (M dwarfs) naines brunes (L et T dwarfs) et les planètes HR8799 b,d et d. Ici on compare des observations dans l'infrarouge dans avec des filtres K',Ks,L' et M'..
Magnitudes
Gauche : CNES ; Droite : ESA transit_occ.pngtransit_occ.png
Illustration des transits primaire (en haut à gauche), secondaire (en bas à gauche) et d'une occultation stellaire (à droite).
Transits et occultations
Gillon et al. 2017 gillon2017.pngDensité des exoplanètesgillon2017.png
Diagramme masse-rayon des planètes TRAPPIST-1, comparées aux planètes telluriques du Système Solaire et quelques autres exoplanètes. Sont montrées aussi les courbes theoriques pour des planètes de différentes compositions
Importance des données stellaire
Gillon et al. 2017. trappist-1.pngTransit triple de planètes de TRAPPIST-1trappist-1.png
Courbe de lumière pour un transit triple des planètes TRAPPIST-1c, TRAPPIST-1e, et TRAPPIST-1f. La configuration des planètes (jaune, rouge, vert) à trois instants particuliers est indiquée en bas.
Un système extraordinaire : TRAPPIST-1
Harmonia Macrocosmica (Andreas Cellarius 1708). Heliocentric.jpgHéliocentrismeHeliocentric.jpgRévolution héliocentrique
Hubble Space Telescope (NASA) images/Cours-6-Cone_Nebula_NGC_2264_HST.jpgimages/Cours-6-Cone_Nebula_NGC_2264_HST.jpg
La nébuleuse du « Cône », une pépinière de jeunes étoiles.
Au commencement: un nuage moléculaire
Hubble Space Telescope, NASA (grande image), et télescope ALMA, ESO (disque de HL Tau). images/Cours-8-HLTAU-ALMA2.jpgimages/Cours-8-HLTAU-ALMA2.jpg
Une région de formation d’étoiles dans la constellation du Taureau. Avec en particulier l’étoile HL Tau (en haut à droite) et son magnifique disque proto-planétaire (image en encart, réalisée avec le télescope européen ALMA), ainsi que l’étoile HH Tau (en bas à droite) et ses jets de matière aux pôles de l’étoile.
Etoile T-TAURI et formationd'un disque d’accrétion
I. Ribas ribas2010.pngEvolution du Soleilribas2010.png
Evolution de la luminosité, du rayon et de la température du Soleil depuis sa formation (Age=0) jusqu'à sa sortie de la séquence principale (Age=10,5 Ga).
Passé et Devenir de la Terre
J. Kasting hz2.pngLa zone habitablehz2.png
Pour une planète donnée, la Zone Habitable est ici représentée en fonction de la masse de son étoile et de la distance à laquelle elle l'orbite.
La Zone Habitable Classique
J. Kasting hz2_tidal.pngRotation et Zone Habitablehz2_tidal.png
Pour une planète donnée, la Zone Habitable est ici représentée en fonction de la masse de son étoile et de la distance à laquelle elle l'orbite. Les planètes qui se trouvent dans la région gauche définie par la distance de synchronisation se retrouveront en rotation synchrone autour de leur étoile en moins de 4,5 milliards d'années.
La vitesse de rotation
J. Kasting co2_cycle.jpgCycle Carbonates Silicatesco2_cycle.jpg
Le cycle des Carbonates-Silicates, ou cycle du Carbone, stabilise le climat sur Terre.
Les mécanismes de stabilisation du climat terrestre
J. Kasting rayleigh.pngLa diffusion Rayleighrayleigh.png
On représente le flux relatif/la distance en Unités Astronomiques pour lesquels la température moyenne de surface est supérieure à 0°C. Le meilleur compromis entre diffusion Rayleigh et effet de serre se trouve à ~ 8 bars de CO2.
L'effet de serre maximum
J. Laskar maree_1.pngL'effet de marée gravitationnellemaree_1.png
Mécanisme de l'effet de marée gravitationnelle. w représente le sens de rotation de la planète.
Etoiles de faible masse et synchronisation
J. Laskar maree_2.pngL'effet de marée thermiquemaree_2.png
Mécanisme de l'effet de marée thermique. w représente le sens de rotation de la planète. L'atmosphère est représentée en bleue.
Etoiles de faible masse et synchronisation
J. Leconte yang.pngL'extension de la Zone Habitable et le rôle des nuagesyang.png
Schéma d'une planète en rotation synchrone fortement irradiée. Dans la région substellaire, le flux lumineux élevé crée une zone de forte convection, à l'origine de la formation de nuages très réfléchissants. Ceci a pour effet d'augmenter drastiquement l'albédo de la planète et d'étendre ainsi la limite intérieure de la Zone Habitable.
Planètes en rotation synchrone : limite chaude de la Zone Habitable
J.H. Davies et J. Michaelsen earth_flux.jpgFlux d'énergie reçue sur Terreearth_flux.jpg
Moyenne annuelle du flux géothermique et du flux solaire absorbé reçus sur Terre. Le flux géothermique moyen est de 8.10-2 W/m2 alors que le flux solaire absorbé moyen est de 240 W/m2.
Des températures propices à l'eau liquide et à la vie
JLB pour SESEP Corono_ShemaAvecInterference_2.pngCorono_ShemaAvecInterference_2.png
Représentation du fonctionnement d'un coronographe de Lyot.
Coronographe, diffraction
Joshi and Haberle, Astrobiology 12 (2008). albedo_star.pngL'albédo de la glace autour d'une étoile Malbedo_star.png
L'albédo de la glace et de la neige dépendent de la longueur d'onde. Le spectre des étoiles M étant décalé vers les hautes longueurs d'onde, l'albédo intégré de la neige/glace est diminué !
Etoiles de faible masse
K.A. personnes/Kenneth_Arnold.gifOVNISpersonnes/Kenneth_Arnold.gif
Figure 1 : Les OVNIs sont souvent associés aux « soucoupes volantes ». Ce terme provient d’une interview avec l’homme d’affaires Kenneth Arnold qui en 1947 rapporta avoir vu neuf objets alors qu’il pilotait son avion privé. Il les décrivit comme des « disques volant comme une soucoupe si vous la lancez de l’autre côté de l’eau » – le terme de soucoupe s’appliquait donc à décrire le mouvement des objets, et non leur forme, mais le journal titra le lendemain en première page « flying saucers ».. l’ère des soucoupes volantes venait de commencer.
Imagination populaire
L. Maquet chariklo.pngChariklochariklo.png
L'enregistrement du passage de l'astéroïde Chariklo devant une étoile a révélé la présente de deux anneaux.
Des phénomènes riches d'enseignements
LASP, Emmanuel Marcq (traduction) EVMgreenhouseT.jpgCouches atmosphériques des planètes telluriques du système solaireEVMgreenhouseT.jpgAutres couches atmosphériques
LASP, Université du Colorado ETilayers.jpgComparaison des profils thermiques de la Terre et de TitanETilayers.jpg
Comparaison des profils thermiques des atmosphères de la Terre et de Titan (un satellite de Saturne). On y constate que le profil thermique y suit une pente constante entre la surface et 10 km d'altitude pour la Terre et 30 km pour Titan, ce qui définit l'étendue verticale de la troposphère pour les deux atmosphères. Ces pentes correspondant aux gradients adiabatiques, plus fort sur Terre que sur Titan car la gravité terrestre est plus forte.
Gradient adiabatique
LESIA SPHERE_fig2_detection.jpgSPHERE_fig2_detection.jpg
De gauche à droite : image de l’étoile corrigée par optique adaptative, image de l’étoile atténuée par coronographie, SDI, ADI (ces sigles recouvrent des techniques expliquées par la suite).
Introduction
LESIA Principe_corono.jpgCoronographie, effetsPrincipe_corono.jpg
Image de l'étoile, étape par étape, sur le trajet optique du coronographe.
Coronographe, convolution
LESIA oaprincipe.pngFonctionnementoaprincipe.pngOptique adaptative
Leconte et al., Science 347 (2015) asynchronous.pngZone Habitable et Rotation Synchroneasynchronous.png
Représentation de la Zone Habitable en fonction de la masse stellaire et de la distance Etoile-Planète en Unités Astronomiques. Les droites représentent la délimitation entre deux zones : Celle où l'état d'équilibre final est une rotation synchrone et celle ou ce n'est pas le cas.
Etoiles de faible masse et synchronisation
Leconte et al., y. Astron. Astrophys. 554, A69 (2013). tidal_climate.pngUn climat bistabletidal_climate.png
Lorsqu'une planète en rotation synchrone dépasse un flux stellaire seuil, seuls deux états sont possibles : L'emballement de l'effet de serre, ou la condensation ("Collapse") du côté froid. On représente à gauche une carte des températures correspondant aux deux états possibles. On représente à droite les zones de prédominance des deux états en fonction de la pression de surface de l'atmosphère et de la colonne d'eau initiales.
Planètes en rotation synchrone : limite chaude de la Zone Habitable
Loïc Rossi CC-BY-SA figure_corps_noirs_v6.pngComposantes réfléchie et thermiquefigure_corps_noirs_v6.png
Irradiances spectrales émises ou réfléchies en provenance de quelques atmosphères planétaires. On distingue les deux composantes : la composante thermique du corps et la composante correspondant au flux solaire ou stellaire réfléchi par la planète. Cette distinction perd de son sens physique pour une planète très chaude comme 51PegB.
Les composantes du flux
Loïc Rossi CC-BY-SA ./figures/lois_descartes_fig.pngÀ l'interface entre deux milieux./figures/lois_descartes_fig.png
Illustration d'une interface entre deux milieux d'indices de réfraction n_1 et n_2 respectivement. Un rayon arrive avec un angle theta_i à l'interface. Il est en partie réfléchi avec un angle theta_i et en partie réfracté avec un angle theta_r.
Interfaces entre deux milieux
Loïc Rossi CC-BY-SA ./figures/fig-fresnel-E-perp.pngCas où E est perpendiculaire./figures/fig-fresnel-E-perp.png
Un rayon incident arrive avec un angle theta_i avec la normale à une interface. Le rayon incident est polarisé perpendiculairement au plan d'incidence.
Polarisation perpendiculaire au plan d'incidence
Loïc Rossi CC-BY-SA ./figures/fig-fresnel-E-para.pngCas où E est parallèle./figures/fig-fresnel-E-para.png
Un rayon incident arrive avec un angle theta_i avec la normale à une interface. Le rayon incident est polarisé parallèlement au plan d'incidence.
Polarisation parallèle au plan d'incidence
Lunar and Planetary Institute, modifié par P. Thomas (ENS Lyon-Laboratoire de Géologie de Lyon) figcraterisation2.pngMécanisme de formation d'un cratère simple (gauche) et complexe (droite)figcraterisation2.pngProcessus d'impact
M. Mayor vr.gif51-Pegasevr.gif
Figure 1 : La courbe des vitesses radiales de l'étoile 51-Peg.
les premières découvertes
M. Turbet star_evolution.pngDurée de vie des étoiles dans la séquence principalestar_evolution.png
Durée de vie d'une étoile dans la séquence principale, fonction "bijective" de sa masse. Rappel de cours. La région hachurée correspond aux étoiles dont la durée de vie est inférieure à 4,5 milliards d'année, durée qu'il a fallut sur Terre pour que la vie intelligente émerge.
Du temps
M. Turbet equilibrium.pngLes équilibres possibles du Bilan Radiatif Terrestreequilibrium.png
On représente ici les deux termes - \sigma T^4 et (1-A)F\odot - du bilan radiatif simplifié de la Terre, avec A l'albédo planétaire et F \odot le flux solaire reçu. Il existe alors trois solutions possibles. La première, stable, correspond à une température clémente. C'est l'état dans lequel se trouve la Terre aujourd'hui. La seconde, instable, n'existe pas physiquement. La troisième, stable, correspond à une température froide. Dans cet état, l'albédo de la planète est très élevé, car celle-ci est recouverte de neige et de glace. On appelle cet état la "Terre boule de neige" ou aussi "Snowball Earth".
La limite froide
M. Turbet spectrum_h2O.pngSpectre d'absorption de l'eau VS Spectres d'émissions thermiquesspectrum_h2O.png
En noir, on représente le spectre d'absorption de la vapeur d'eau. En rouge, on représente les spectres d'émission thermique (luminance spectrale) de deux corps noirs de températures 288K et 1800K. La fenêtre atmosphérique (en dessous de 1 micron) permet à une planète entrée dans l'état de "Runaway Greenhouse" de retrouver un nouvel état d'équilibre, cette fois-ci ... chaud (> 1800 Kelvins) !
L'emballement de l'effet de serre
M. Turbet escape_rate.pngTaux d'échappement de l'hydrogèneescape_rate.png
Taux d'échappement de l'hydrogène calculés 1. pour le processus de diffusion et 2. à partir du flux limitant d'UV. La courbe rouge correspond au tracé du taux d'échappement limitant pour chaque quantité d'H2O.
Le Moist Greenhouse, échappement atmosphérique
M. Turbet locked_dry_map.pngCarte des températures d'une planète sèche, sans atmosphère, en rotation synchronelocked_dry_map.png
Carte des températures d'une planète en rotation synchrone, sèche et sans atmosphère. On a choisi un flux stellaire égal à celui reçu par la Terre, soit de 1360~W.m^{-2} au point substellaire, et un flux géothermique égal à celui de la Terre, soit de 8.10^{-2}~W.m{-2}. Dans ces conditions, la température coté nuit atteint 34 K.
Planètes en rotation synchrone : limite chaude de la Zone Habitable
M. Turbet / F. Forget runaway_greenhouse.pngL'emballement de l'effet de serrerunaway_greenhouse.png
Mécanisme de déstabilisation par effet de serre divergent, aussi appelé "Runaway Greenhouse".
La limite chaude
M. Turbet, F. Forget gcm.pngGCMgcm.png
Résultat d'un GCM
Comment résoudre l'équation de transfert radiatif
MITgcm Grille/latlongrid.jpgGrille/latlongrid.jpg
Grille latitude-longitude. Les pôles sont des points singuliers qu'il convient de traiter de manière particulière lors de la discrétisation des équations primitives sur cette grille.
Discrétisation horizontale
Marco Gullieuszik sofi_filters.pngsofi_filters.png
Filtres J (1,1-1,4 μm), H(1,5-1,8 μm) et (2-2,5 μm)K (en rouge et vert) disponible dans le proche infrarouge à l'ESO, comparé à la transmission de l'atmosphère terrestre (bleu).
L'infrarouge Proche
Marco di Lorenzo, Kenneth Kremer, Nasa / JPL / UA / Max Planck Institute / Spaceflight Comprendre/PhoenixIce.jpgComprendre/PhoenixIce.jpg
Image du sol martien transmise par la sonde Phoenix. On peut voir que le souffle des tuyères a mis à jour de la glace d'eau enfouie sous le sol. Cette glace est présente sur des portions importantes de Mars et possède une inertie thermique élevée qui doit être prise en compte dans un GCM.
Surface et sous-sol
Matthew Bate (Université d’Exeter) images/Cours-7-Starformation-Bates.pngimages/Cours-7-Starformation-Bates.png
Effondrement d’un nuage moléculaire et formation d’un groupe de jeunes étoiles dans une simulation numérique.
Effondrement du nuage, formation d'une Proto-Etoile
Mischna, Lee, Richardson 2012 Comprendre/spectre.pngComprendre/spectre.png
Une portion du spectre en absorption de l'air martien. On ne peut pas utiliser explicitement chaque ligne d'absorption dans le code radiatif. Un tel spectre doit être simplifié.
Transfert radiatif
NAS Biographical Memoirs personnes/Robert_Dicke.jpgRobert Dickepersonnes/Robert_Dicke.jpgAnthropocentrisme
NASA wobble.pngMéthode astrométriquewobble.png
Figure 2 : Méthode astrométrique : le mouvement de l’étoile est détecté par le changement de position de l’astre par rapport aux objets lointains. Déplacement du Soleil sous l'effet des mouvements planétaires (Jupiter et Saturne principalement), vu à une distance de 10 pc. L'amplitude de ce déplacement est de 500 microsecondes d'arc
Les compagnons invisibles
NASA fomalhaut_hst_lab800-1.jpgFomalhautfomalhaut_hst_lab800-1.jpg
Figure 1 : Le disque de Fomalhaut et la planète Fomalhaut b qui orbite sur le bord intérieur du disque.
Recherches actives d'exoplanètes
NASA plaque-pioneer.gifplaque envoyée sur les sondes Pioneerplaque-pioneer.gif
Figure 2 : Plaque gravée envoyée sur les condes Pioneer
Envoi de messages
NASA disque-voyager.jpgDisque envoyé sur les sondes Voyagerdisque-voyager.jpg
Figure 3 : Disque gravé envoyé sur les sondes Voyager
Envoi de messages
NASA HST_creditNASA.jpgHubble space telescopeHST_creditNASA.jpgIntroduction
NASA TPF_Xarray_w_credit.jpgTPF_Xarray_w_credit.jpgL'exemple de Darwin/TPF-I
NASA hst-hd209458.pnghst-hd209458.pnghst-hd209458.png
Transit de HD 209458, observé par le Télecope Spatial
Hors du système solaire
NASA (Magellan/Apollo 17) venus_earth.jpgVénus et la Terre (proportions respectées)venus_earth.jpg
Vénus et la Terre ont une taille similaire. Pourtant, leurs climats respectifs sont aujourd'hui bien différents.
Vénus, une planète où l'effet de serre s'est emballé
NASA / JPL / Björn Jónsson / Ian Regan animationJupiter.webm
Animation issue de 16 images de Jupiter prises par Voyager 1, espacées de 10h (durée du jour sur Jupiter) et traitées pour en produire une animation fluide.
Planètes géantes
NASA/ESA visagemars.pngLe visage sur Marsvisagemars.png
"The face", une signature en forme de visage humain laissée par une civilisation décadente... une image de basse résolution prise par Viking et une image à haute résolution de la même région.
Mars, les observations
NASA/ESO imagerie.pngImagerie directeimagerie.png
Figure 2 : J.J. See avait déjà affirmé en 1897 avoir détecté une demi-douzaine de planètes, et ce en imagerie directe ( !), autour de plusieurs étoiles proches (il ne précisera jamais lesquelles et l’on ne put dès lors ni infirmer ni confirmer ses allégations). En mai 1998, des utilisateurs du télescope spatial Hubble affirment avoir détecté directement, pour la première fois, une exoplanète. La « planète », de plusieurs fois la masse de Jupiter, serait située à 1500 UA de son étoile, une binaire qui l’aurait éjectée... irréfutable, disent ses découvreurs, car elle est encore reliée à son étoile par un « jet » (image de gauche). En 2000, on démontre qu’il s’agit en fait d’une étoile lointaine, très rougie. C’est finalement le VLT qui produira la première image, en 2004 (image de droite).
les premières découvertes
NASA/JPL figalteration5.pngCeintures de radiation de Jupiterfigalteration5.pngRadiations d’origine solaire et cosmique
Nasa Comprendre/venusclouds.jpgComprendre/venusclouds.jpg
Ce cliché pris par la sonde Mariner 10 montre l'épaisse couche de nuages composée principalement d'un mélange H2SO4-H2O qui recouvre l'intégralité de Vénus.
Aérosols et nuages
OCA transit.pngMéthode des transitstransit.png
Figure 1 : Méthode du transit : en passant devant son étoile, la planète cache une partie du disque stellaire, provoquant une baisse de luminosité.
Les compagnons invisibles
Observatoire de Haute Provence elodie2.jpgSpectrographe ELODIEelodie2.jpg
Cet appareil a permis la détection de 51 Pegasi b en 1995 par Michel Mayor et Didier Queloz à l'Observatoire de Haute Provence
Objectifs
Observatoire de Paris images/Cours-5-plan_form-NEW.pngimages/Cours-5-plan_form-NEW.png
Description schématique des principales étapes du scénario « standard » de formation planétaire
Le scénario standard de formation planètaire
Observatoire de Paris images/Cours-8-Infall.pngimages/Cours-8-Infall.png
Schéma de l’accrétion de l’enveloppe gazeuse vers le disque et la proto-étoile.
Etoile T-TAURI et formationd'un disque d’accrétion
Observatoire de Paris images/Cours-9-moment-disque-NEW.pngimages/Cours-9-moment-disque-NEW.png
Transfer de matière de l’enveloppe vers le disque en rotation képlérienne, et mouvement radial de la matière dans le disque dû à la viscosité de celui-ci.
Accrétion visqueuse du disque
Observatoire de Paris images/Cours-10-disque-PP-NEW.pngimages/Cours-10-disque-PP-NEW.png
Structure du disque proto-planétaire autour du jeune soleil.
Le disque « PROTO-PLANETAIRE »
Observatoire de Paris images/Cours-11-MMSN.pngimages/Cours-11-MMSN.png
Profil de densité radiale de la Nébuleuse Solaire de Masse Minimale (MMSN).
La nébuleuse solaire de masse minimale
Observatoire de Paris images/Cours-13-metre-barrier.pngLa barriere du métreimages/Cours-13-metre-barrier.png
Bilan des collisions mutuelles entre corps solides dans la nébuleuse solaire de masse minimale, déduites de diverses simulations numériques effectuées dans la dernière décennie. En abscisses : taille de l’impacteur. En ordonnées : taille de la cible. On voit très clairement que dès que l’un des corps dépasse le mètre, l’accrétion est quasiment impossible
La barrière du mètre
Observatoire de Paris images/Cours-22-coeursolide-gaz.pngimages/Cours-22-coeursolide-gaz.png
Principales étapes de la formation d’une planète géante dans le scénario du « cœur solide » : a) Accrétion « boule de neige » sur un embryon solde ‘roche + glace) qui se détache des planétésimaux environnants 
Le Modèle «standard» de formation des géantes: le «coeur solide»
Observatoire de Paris images/Cours-22-b.pngimages/Cours-22-b.png
Principales étapes de la formation d’une planète géante dans le scénario du « cœur solide » :b) Quand l’embryon atteint environ 10 M_Terre, il commence à accréter le gaz alentour ;
Le Modèle «standard» de formation des géantes: le «coeur solide»
Observatoire de Paris images/Cours-22-c.pngimages/Cours-22-c.png
Principales étapes de la formation d’une planète géante dans le scénario du « cœur solide » : c) Quand la masse de gaz accrétée est comparable à celle du cœur solide, l’accrétion du gaz s’emballe
Le Modèle «standard» de formation des géantes: le «coeur solide»
Observatoire de Paris images/Cours-23-Accretion-Pollack-NEW.pngimages/Cours-23-Accretion-Pollack-NEW.png
Evolution de la masse du cœur solide (MZ) , de gaz (MZ), et de la masse totale de Jupiter dans les simulations numériques de Pollack et al., 1996 (Astrophysical Journal)
Modèle du coeur solide (2): accrétion du gaz sur jupiter et saturne
Observatoire de Paris images/Cours-27-Nicemodel.pngimages/Cours-27-Nicemodel.png
Le « modèle de Nice ». Les 4 planètes géantes se forment dans une région compacte en deçà de 15 UA du soleil. Après la dispersion du disque de gaz, elles interagissent avec les petits planétésimaux restant et migrent vers l’intérieur (Jupiter) ou vers l’extérieur (Saturne, Uranus et Neptune). Au bout d’environ 500 millions d’années, les planètes géantes passent par une phase dynamiquement chaotique qui disperse et éjecte quantité de planétésimaux dans le jeune système solaire. C’est cette phase chaotique qui serait à l’origine du Bombardement Massif Tardif (« Late Heavy Bombardment ») de météorites dont la Lune a gardé trace, ainsi que de la formation de la Ceinture de Kuiper au delà de l’orbite de Neptune.
Migration tardive après la dispersion du disque
Observatoire de Paris images/Approfondissement-1-Pb-Pb.pngimages/Approfondissement-1-Pb-Pb.png
Isochrone isotopique construite à partir des abondances actuelles relatives de 207Pb, 206Pb et 204Pb en différents endroits d’une même météorite
Datation absolue
Observatoire de Paris images/Approfondissement-1-Al-Mg-Alliende.pngimages/Approfondissement-1-Al-Mg-Alliende.png
Isochrone obtenue à partir des abondances actuelles des différents isotopes de Mg et Al dans la météorite carbonée « Alliende »
Datation relative
Observatoire de Paris diffraction.gifdiffraction.gif
Dans le cadre de l'optique ondulatoire, si une onde plane passe à travers un trou, elle change de forme, le trou devient virtuellement l'emplacement d'une nouvelle source de lumière : c'est le phénomène de diffraction. Le principe de de Huygens présente qu'en optique ondulatoire, chaque point atteint par l'onde se comporte comme une nouvelle source ponctuelle)
Coronographe, diffraction
Observatoire de Paris, ASM, E. Pécontal exoplanet_spectro.gifMéthode des vitesses radialesexoplanet_spectro.gif
Figure 3 : L'étoile tourne autour du centre de gravité étoile-planète. La mesure du décalage des raies sombres visibles dans son spectre (l'effet Doppler) permet de calculer sa vitesse radiale. L'amplitude de cette variation informe sur la masse de la planète.
Les compagnons invisibles
P. Lowell carte_lowell.jpgUne des cartes de de Mars de Percival Lowellcarte_lowell.jpgMars la fertile
P.E. Zörner et R. Apfelbach water.pngLa molécule d'eauwater.png
L’eau a un moment dipolaire de 1,83 Debye. C'est grâce à leur polarité élevée que les molécules d’eau peuvent s'attirer les unes les autres. L'oxygène, plus électronégatif que l'hydrogène, va être localement chargé négativement. Par conservation de la charge, les atomes d'hydrogène vont être chargés positivement. Ils vont ainsi être capables de former des "liaisons hydrogène" aussi bien avec d'autres molécules d'eau que des macromolécules ...
Conditions de l'habitabilité
Philippe Thebault images/Cours-2-JSS.pngimages/Cours-2-JSS.png
98% du moment cinétique du système solaire est contenu dans les planètes.
Structure du système solaire
Philippe Thebault images/Cours-2-MasseSS-.pngimages/Cours-2-MasseSS-.png
99,8% de la masse du système solaire est contenue dans le Soleil.
Structure du système solaire
Philippe Thebault images/Cours-3-tableau-planetes.pngimages/Cours-3-tableau-planetes.png
Composition des 4 planètes géantes du système solaire, en unité de masse terrestre
Composition des planètes
Philippe Thebault images/Cours-17-Feeding-zone.pngimages/Cours-17-Feeding-zone.png
Vidage de la zone d’alimentation autour d’un embryon planétaire en
Epuisement des ressources: fin de l'accrétion oligarchique
Philippe Thebault. images/Cours-30-PlanBin-graph.pngimages/Cours-30-PlanBin-graph.png
Structure de tous les systèmes binaires contenant au moins une exoplanète détectée (au 1/1/2014). Le cercle bleu indique la distance de la planète par rapport à l’étoile centrale, et le cercle jaune celle du compagnon stellaire. La taille du cercle bleu est proportionnelle à la masse de la planète. Les petits segments horizontaux traversant les petits cercles indiquent les excursions radiales des planètes et étoiles compagnons dues à l’excentricité de leurs orbites. Le segment vertical noir indique la limite externe de stabilité orbitale autour de l’étoile primaire (toute orbite au delà de cette limite est instable en raison des perturnations de l’étoile secondaire).
Formation planètaire dans les étoiles binaires
Pidwirny, M. (2006). "Global Heat Balance: Introduction to Heat Fluxes". Fundamentals of Physical Geography, 2nd Edition. Date Viewed. http://www.physicalgeography.net/fundamentals/7j.html rad_balance_ERBE_1987.jpgBilan radiatif de la Terrerad_balance_ERBE_1987.jpg
Figure 1 : Bilan d'énergie de la Terre sur une année (1987). Puissance reçue par la Terre depuis le Soleil dans le visible en haut de l'atmosphère en bleu, et émise par la Terre vers l'espace dans l'infrarouge (en rouge).
Bilan radiatif au sommet de l'atmosphère
Principia Philosophia, R. Descartes(1596-1650), vortex.jpgLes vortex de Descartesvortex.jpg
Figure 1 : Théorie des tourbillons : "Si nous supposons par exemple que le premier ciel AYBM au centre duquel est le Soleil tourne sur ses pôles dont l'un marqué A est l'austral et B le septentrional, et que les quatre tourbillons KOLC qui sont autour de lui tournent sur leurs essieux TT, YY, ZZ, MM et qu'il touche les deux marqués O et C vers leurs pôles et les deux autres K et L vers les endroits qui en sont fort éloignés" (Descartes, 1647).
Révolution cartésienne
R. Modolo schema_relation_plasma.pngRelation Plasmaschema_relation_plasma.png
Représentation schématique entre le champ électromagnétique et les particules chargées.
Définition
Reproduction simplifiée de Wiley and McLaren, 1955. schame_tof_lineaire.pngSchéma d'un analyseur à temps de vol linéaireschame_tof_lineaire.png
Représentation schématique d'un analyseur à temps de vol linéaire.
Théorie simplifiée d'un analyseur à temps de vol
Richard Powell et penubag, CC ASA 2.5 H-R_diagram_-edited-3.gifDiagramme de Hertzsprung-RussellH-R_diagram_-edited-3.gif
Le diagramme HR, pour diagramme Hertzsprung-Russell, permet de classer un étoile grâce à sa luminosité en fonction de sa température. Sur la séquence principale (Main sequence, V, ou MS) on trouve les étoiles fusionnant l'hydrogène (comme le Soleil). En haut à gauche donc à forte température et luminosité, on trouve les étoiles bleues, très jeunes, et en bas à droite les naines rouges qui sont peu brillantes et à faible température.
Luminosités
Rio et Hourdin, 2008 Comprendre/convection.jpgComprendre/convection.jpg
Ce schéma représente les flux de masse convectifs tels que paramétrisés dans un GCM. w : vitesse verticale. Le flux de masse f dépend de l'ascension a (depuis la surface) et e (au dessus), ainsi que de la descendance d.
Convection et turbulence
Robin Canup (Southwest Research Institute) images/Cours-19-earthmoon-Canupmodel.jpgimages/Cours-19-earthmoon-Canupmodel.jpg
Simulation numérique de l’impact Terre-Theia ayant donné naissance à la Lune.
formation de la lune
Roccatagliata et al., 2011, (the Astrophysical Journal). images/Cours-20-discfraction-roccatagliata.pngimages/Cours-20-discfraction-roccatagliata.png
Proportions d’étoiles étant entourées de disques proto-planétaires massifs, dans différents amas stellaires ayant des âges différents.
Et le gaz dans tout ça? Dispersion du disque primordial
S. Cnudde personnes/epicure.jpgpersonnes/epicure.jpg
Epicure
Débats antiques:les atomistes
S. Cnudde personnes/aristote.jpgpersonnes/aristote.jpg
Aristote
Débats antiques : les opposants
S. Cnudde personnes/kant2.jpgpersonnes/kant2.jpg
figure 1 : Immanuel Kant
Formation planétaire
S. Cnudde personnes/laplace2.jpgpersonnes/laplace2.jpg
figure 2 : Pierre-Simon de Laplace
Formation planétaire
S. Cnudde personnes/vandekamp2.jpgpersonnes/vandekamp2.jpg
Figure 4 : P. Van de Kamp
Les compagnons invisibles
Sadourny et al. 1969 Grille/icosahedron.pngGrille/icosahedron.png
Grille icosahédrique. Chaque triangle peut être individuellement redécoupé en plus petits triangles.
Discrétisation horizontale
Sean Raymond (Université de Bordeaux). images/Cours-29-GrandTack.pngimages/Cours-29-GrandTack.png
Formation de la ceinture d’astéroides dans le modèle du « Grand Tack ».
La formation de la ceinture d’astéroides
Simulations numériques de Ken Rice (University of California) images/Cours-28-Rice-DiscinstabilMNRAS.gifimages/Cours-28-Rice-DiscinstabilMNRAS.gif
Formation de condensations de matière dans un disque proto-planétairepar instabilité gravitationnelle.
Un scénario alternatif: formation des géantes par instabilité gravitationnelle
Starplan protoplanetDiskModel.jpgFragmentation d'un nuage interstellaireprotoplanetDiskModel.jpg
Modèle de formation de disque protoplanétaire par fragmentations d'un nuage se situant dans le milieu interstellaire. Dans ce nuage un très grand nombre d'étoiles sont en formation en même temps, mais elles sont de masses différentes. Nous allons pouvoir répartir les étoiles résultantes sur un diagramme HR et, suivant leur emplacement, pouvoir dater le groupe d'étoiles et donc contraindre l'âge des exoplanètes possiblement présentes.
Age
SuperManu, CC-BY-SA figures/Onde_electromagnetique.pngUne onde électromagnétique planefigures/Onde_electromagnetique.png
Schéma montrant une onde électromagnétique plane avec les champs E (en bleu) et B (en rouge) orthogonaux. Le vecteur k indique la direction de propagation. La longueur d'onde λ est indiquée également.
Les types de polarisation
Sylvain Fouquet transit.pngTransit d'exoplanètestransit.png
Différentes configurations de transit d'exoplanète. La direction de la ligne de visée est indiquée à droite. De la gauche vers la droite: une orbite d'exoplanète ayant un angle nul avec la ligne de visée, il y a un transit assuré, ensuite une exoplanète dont l'orbite fait un angle de quelques degrés, noté alpha, avec la ligne de visée, enfin une exoplanète dont l'orbite est perpendiculaire à la ligne de visée, l'exoplanète n'est alors pas visible par transit.
Contrôle
T. Navarro circulation.pngCirculation atmosphérique terrestrecirculation.png
Structure des mouvements atmosphériques globaux sur Terre.
La circulation de Hadley
Thomas Navarro hadley.pngOrigine de la circulation de Hadleyhadley.png
La cellule de Hadley trouve son origine dans un mouvement d'air en altitude de l'équateur vers les tropiques dû à un gradient de pression.
La circulation de Hadley
Tiré de Hanel et al. (1972) mariner_mars.jpgSpectre thermique de Marsmariner_mars.jpg
Spectres thermiques enregistrés par la sonde Mariner 9 en orbite autour de Mars. Le profil thermique est décroissant avec l'altitude dans les moyennes latitudes, mais croissant au pôle sud comme le montre la bande de CO2 tantôt en absorption ou en émission.
Analyse du profil thermique
Téléscope spatial Spitzer spitzer1.jpgspitzer1.jpg
Carte de température de HD 189733b, qui varie entre 650° C côté nuit et 930°C côté jour. Le décalage entre l'emplacement du maximum de température et le midi solaire révèle le rôle de l'atmosphère dans le transport de chaleur.
Méthodologie
Wikimedia Commons, CC ASA 3.0 em_abs.pngSpectroscopieem_abs.pngÉtudier l'atmosphère
Wikimedia commons : blue eyes photographies Le_phare_de_Sein_sous_le_grain.jpgPour se faire une idée de la difficultéLe_phare_de_Sein_sous_le_grain.jpg
Imaginez une gardien de phare avec une chandelle juste à coté de la lanterne du phare. Maintenant prenez la mer jusqu'à ne plus voir la lumière du phare que sous forme d'un point et trouvez un moyen de voir la lumière de la flamme de la chandelle ! Voilà une idée de la difficulté du travail à effectuer.
Des difficultés techniques importantes
Wikimedia commons CC ASA 3.0, Acodered Nulling_interferometer.jpgInterférométrie annulanteNulling_interferometer.jpg
Représentation d'une observation par interférométrie annulante. Le disque blanc au centre est placé à l'endroit où se trouve l'étoile, qui se retrouve complètement masquée par les interférences (destructives : bandes noires) alors que les planètes en rouge ne sont pas masquées.
Interferometrie
Wikimedia commons, CC ASA 3.0 Angular_Parameters_of_Elliptical_Orbit.jpgÉléments d'une orbiteAngular_Parameters_of_Elliptical_Orbit.jpg
A – planète B – étoile C – plan de référence, l'écliptique D – Plan orbital de la planète E – noeud descendant F – Périapse G – noeud ascendant H – Apoapse i – Inclinaison J – Direction de référence (ligne de visée) Ω – Longitude du noeud ascendant ω – Argument du périapse
Mécanique
Wikimedia commons, CC ASA, Epzcaw Airy-pattern2.jpgAiry-pattern2.jpg
Image simulée d'une source ponctuelle à travers un instrument d'ouverture finie et circulaire : tache d'Airy
Optique ondulatoire
Wikimedia commons, Christophe Finot CC ASA 3.0 Speckle_fiber.jpgExemple de taveluresSpeckle_fiber.jpg
Image produite par un faisceau laser après passage dans une fibre optique. On voit des tavelures, les mêmes que l'on pourrait observer. Les causes possibles sont multiples : des fibres optiques (comme ici), mais aussi la turbulence atmosphérique imparfaitement corrigée, les imperfections des miroirs, etc.
Tavelures
Wikimedia commons: Yelkrokoyade. Systeme_solaire_fr.jpgLe système solaireSysteme_solaire_fr.jpg
Schéma du système solaire. Les tailles des objets sont à l'échelle, mais pas les distances !
Première approche
Wikimedia, Andrew Dunn, CC ASA 2.0 NewtonsPrincipia.jpgNewtonsPrincipia.jpgPrérequis
Wikipedia personnes/kepler.pngJohannes Keplerpersonnes/kepler.pngUne évidence universelle
Wikipedia personnes/Flammarion_Juvisy_observatory.jpgCamille Flammarionpersonnes/Flammarion_Juvisy_observatory.jpg
Camille Flammarion, farouche défenseur de la pluralité.
Habitable n'est pas habitée
Wikipedia Miller-Urey.pngExprience de MillerMiller-Urey.png
Figure 1 : Schéma de l’expérience de Miller. On produit des décharges électriques dans un ballon contenant les gaz primitifs, et des composés organiques se forment alors.
La biologie entre en jeu
Wikipedia ALH84001_structures.jpgALH84001ALH84001_structures.jpg
Figure 2 : Structure étrange dans la météorite martienne ALH84001.
La biologie entre en jeu
Wikipedia images/Cours-4-AllendeMeteorite-WIKI.jpgAllendeMeteoriteimages/Cours-4-AllendeMeteorite-WIKI.jpg
La météorite « Allende », la plus célèbres des « chondrites carbonnées ».
L'âge du système solaire
Wikipedia Tidal_lock.gifLa résonance spin-orbiteTidal_lock.gif
Ici, on représente deux cas. La première planète (verte/bleue) est en résonance spin-orbite 1:1 / en rotation synchrone. La deuxième planète (noire/grise) est en résonance spin-orbite 2:1.
La vitesse de rotation
Wikipédia Comprendre/marsclouds.jpgComprendre/marsclouds.jpg
Des nuages de cristaux d'eau dans l'atmosphère de Mars vus par la sonde Phoenix.
Aérosols et nuages
adapté de Leblanc et al. JGR, 111, E09S11 Mecanismes.pngMécanismes d'émissionsMecanismes.png
Principaux mécanismes à l'origine de l'airglow planétaire
Airglow : Généralités
http://www.spitzer.caltech.edu images/Cours-15-belt-dust-plan.jpgimages/Cours-15-belt-dust-plan.jpg
Un disque de planétésimaux (Vue d’artiste).
L’accrétion « boule de neige » des planétésimaux
http://www.spitzer.caltech.edu images/Cours-18-Embryo-Collision.jpgimages/Cours-18-Embryo-Collision.jpg
Vue d’artiste d’une collision entre 2 embryons massifs.
Interaction entre embryos, phase finale de l'accrétion
simulations numériques de A. Seizinger, Université de Tübingen. images/Cours-12-fractal-growth-seizinger.pngimages/Cours-12-fractal-growth-seizinger.png
Structure fractale résultant de l’accrétion mutuelle de grains micrométriques
Condensation et accrétion des premiers grains
tréduire trappist-2.pngTRAPPIST-1 versus Jupitertrappist-2.png
Taille comparée du système de 7 planètes TRAPPIST-1 avec le système des lunes galiléennes de Jupiter et le système solaire interne.
Un système extraordinaire : TRAPPIST-1
Évolution de la position d'une étoile dans le ciel, les petits écarts (au chemin en pointillés) viennent de la présence d'un planète, ce sont ces écart que recherche l'astrométrie pour les exoplanètes. Michael Perryman,arxiv:1209.3563 astrometrie-courbe.jpgastrometrie-courbe.jpgAutres méthodes
à traduire transit-fig4.pngTransit d'anneauxtransit-fig4.png
Figur 4 : Modèle et courbe de transit du système SWASP-J1407. La planète (point au centre) est détectée par vitesse radiale mais ne transite pas. Elle est en revanche entourée d’anneaux géants qui transitent devant l’étoile en 56 jours. La bande verte indique le parcours de l’étoile relatif aux anneaux pendant le transit. Les anneaux présentent un « vide » aux 2/3 environ de leur extension, ce qui pourrait indiquer l’existence d’une lune.
Transit d'anneaux
à traduire transit-fig5.pngTempstransit-fig5.png
Figure 5 : Géométrie d’un transit. δ est la profondeur du transit, b le paramètre d’impact, T la durée du transit et τ la durée de l’ingress.
Géometrie détaillée d'un transit
à traduire transit-fig6.pngFaux positifstransit-fig6.png
Figure 6 :Transit d’une exoplanète devant son étoile (a), et trois types de « faux positifs » : (b) Transit d’une naine brune ou d’une étoile de très faible masse (c) transit d’une binaire à éclipse en présence d’une étoile brillante dans un système triple (d) transit rasant d’une binaire à éclipse. Au premier ordre, toutes ces situations donnent des courbes de lumières semblables.
Faux positifs
ALG figvolcan1.pngDes mondes actifsfigvolcan1.pngRenouvellement des surfaces
Berkeley University kepler_alignment.jpgIntercepter une communication extraterrestrekepler_alignment.jpg
Situation où deux planètes d'un même système planétaire sont alignées avec la Terre. Les communications focalisées d'une planète à l'autre sont plus facilement détectables par la Terre dans cette condition.
Détecter les planètes habitables/habitées
Carl Sagan (1993) spectre_terre_galileo.pngSpectre de la Terre vu par le satellite Galileospectre_terre_galileo.png
Luminance spectrale de la Terre observée par Galileo dans le proche infrarouge.
Détecter les planètes habitables/habitées
Charney 1951 / Google books Decouvrir/richardson.pngDecouvrir/richardson.png
On peut voir sur cette page issue d'un travail de Richardson le découpage de l'atmophère en une grille régulière en Europe de l'Ouest. A chaque case correspond une ville se trouvant au plus proche du centre de la case pour mesurer la pression (cases noires) et le vent (cases blanches).
Les premières idées de modélisation de l'atmosphère
Credit: NASA/Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory/Southwest Research Institute http://pluto.jhuapl.edu/Multimedia/Science-Photos/pics/lorri_opnav2_sqrt_BW_poslevBOTH.jpg trans-neptunien_photo-pluton-new-horizon.jpgLes premières images de Pluton par la sonde New Horizonstrans-neptunien_photo-pluton-new-horizon.jpg
Premières images de Pluton et de son satellite Charon acquises par la sonde New Horizons en janvier 2015 à une distance d’environ 200 millions de kilomètres.
Les objets trans-neptuniens : exploration spatiale
Crédit : Astrophysique sur Mesure / Françoise Roques et Gilles Bessou http://media4.obspm.fr/public/AMC/pages_cometes/impression.html comete_compos.jpgComposition chimique des comètescomete_compos.jpg
Composition chimique des comètes.
Les comètes : composition
Crédit ESA Cassini_instrument.pngLa sonde spatiale Cassini et quelques-uns de ces instrumentsCassini_instrument.png
Vue d'artiste de la Sonde Cassini-Huygens
Quelques instruments et leurs caractéristiques
Daniel Fabricky (Université de Chicago) kepler_bestiaire.jpgBestiaire des systèmes planétaires multiples observés par Keplerkepler_bestiaire.jpg
Exemples de systèmes planétaires multiples observés par le satellite Kepler. À la date du 1er Janvier 2016, près de 500 systèmes planétaires multiples ont été observés par Kepler.
Détecter les planètes habitables/habitées
ECMWF Decouvrir/ecmwf.gifUn exemple de prédiction atmosphériqueDecouvrir/ecmwf.gif
Les prévisions météorologiques s'appuient sur des résultats de simulations de modèles numériques d'atmosphères. L'exemple ci-dessus illustre une prédiction de vent (couleurs) et de pression de surface (contours).
Les premiers modèles numériques
ESA/Rosetta/MPS for OSIRIS Team MPS/UPD/LAM/IAA/SSO/INTA/UPM/DASP/IDA http://www.esa.int/spaceinimages/Images/2014/08/Comet_on_3_August_2014 comete-Chury-rosetta.pngLe noyau de 67P/Churyumov-Gerasimenko photographié par la sonde Rosettacomete-Chury-rosetta.png
Photographie acquise à une distance de 285 km grâce à la camera OSIRIS de la sonde Rosetta du noyau de la comète 67P/Churyumov-Gerasimenko. Les dimensions de la partie la plus importante sont d’environ 4.1 × 3.2 × 1.8 km alors que celles du plus petit lobe sont d’environ 2.6 × 2.3 × 1.8 km.
Les comètes : exploration spatiale
Encyclopedia Britannica, http://www.britannica.com/media/full/3485 asteroide_distribution.jpgLa distribution spatiale des différents types d'astéroïdesasteroide_distribution.jpg
Distribution des astéroïdes en fonction de leur demi-grand axe. Distribution en nombre (en haut) et distribution des différentes classes d'astéroïdes (en bas).
Les astéroïdes : composition
Ishimoto et al., J. Geophys. Res., 93, 9854, 1988 Earth_Aurrora_Spectrum.pngExemple de spectre auroral observé en UV Earth_Aurrora_Spectrum.png
Spectre auroral composite obtenu par les spectromètres UV et VUV de la sonde S3-4
Emissions aurorales terrestres
LMD Comprendre/interfacedynphy.pngStructure d'un GCMComprendre/interfacedynphy.png
Ce schéma illustre le principe de fonctionnement et l'interface des parties physique et dynamique d'un GCM.
Structure d'un GCM
LMD Comprendre/code.pngComprendre/code.png
Un exemple de code informatique en langage Fortran tel qu'utilisé dans la programmation d'un GCM. On voit ici la portion du programme où on a recours à la brique physique dont les tendances sont transmises à la brique dynamique.
En pratique
La figure a été réalisé à partir d'AMDA. Les données sont en accès libre et archivé à la base du "Planetary Data System" de la NASA. Plot_projet_survol_T21.pngSurvol T21 de Titan par la sonde Cassini.Plot_projet_survol_T21.png
Le premier panneau présente les observations du spectromètre de masse ionique (CAPS-IMS), le second les observations du spectromètre électronique (CAPS-ELS), le troisième panneau montre les observations du champ magnétique (MAG) tandis que les quatrième et cinquième panneau sont la densité et la température électronique. Les informations déduites de la sonde de Langmuir (RPW-LP) sont indiqués en bleu et les courbes noirs représentent les informations déduites du spectromètre électronique.
Projet
Les données sont extraites du NASA Planetary Data System. CASSINI_RPWS_LP_figure_projet.pngDonnees_LPCASSINI_RPWS_LP_figure_projet.png
Données de la sonde de Langmuir tension-intensité représenté en échelle linéaire (panneau du haut) et échelle logarithmique (panneau du bas). CASSINI 2006/12/12 à 11:40:00
Représentations des données
Les données sont extraites du PDS puis retravaillées pour être converties en unité physique. CAPS_ELS_figure_projet.pngDonnées CAPS ELSCAPS_ELS_figure_projet.png
Données du spectromètre électronique CAPS ELS. Les données représente un flux différentiel. (CASSINI 2006/12/12 à 11:00:00)
Représentations des données
MPC / http://www.minorplanetcenter.net/iau/plot/OrbEls01.gif asteroide_distribution_2.gifLa distribution spatiale des astéroïdes dans la ceinture principaleasteroide_distribution_2.gif
Distribution des astéroïdes en fonction du demi-grand axe de leurs orbites.
Les astéroïdes : orbites
McGrath et al. (2013), J. Geophys. Res., 118, 2043 Ganymede_Aurora.pngAurores UV sur GanymèdeGanymede_Aurora.png
Emission de la raie d'oxygène à 135.6 nm sur Ganymède observée par le télescope Hubble
Autres emissions aurorales dans le système solaire
MegaHDWall Planets.jpgPlanets.jpgQu'est-ce-qu'une planète, une exoplanète?
Mickael Bonnefoy et collaborateurs dans Astronomy & Astrophysics en 2013 aa20838-12-fig1.jpgJupiter dans le proche infrarougeaa20838-12-fig1.jpg
Image de β Pictoris b, prise dans les bandes J, H et M'. Vous pouvez remarquer que la magnitude de la planète (au bout de la flèche) varie en fonction de la longueur d'onde.
Présentation
NASA Gaspra.jpgGaspraGaspra.jpg
Figure 1 : L'astéroide Gaspra n'est pas une planète parce qu'il est trop petit: sa gravité n'est pas suffisante pour qu'il prenne une forme sphérique.
Définition des planètes du système solaire
NASA pluto.jpgPlutonpluto.jpg
Figure 2 : Pluton n'est pas une planète mais une "planète naine", qui appartient au disque de Kuiper.
Définition des planètes du système solaire
NASA kepler_16b.jpgCarte postale de Kepler 16-bkepler_16b.jpg
Kepler 16-b est une planète qui a été détectée dans un système d'étoiles doubles/binaires.
Exercice : L'habitabilité autour d'étoiles doubles
NASA / JHUAPL : http://near.jhuapl.edu/iod/20000228/index.html Asteroide_Eros.jpgL'astéroïde ErosAsteroide_Eros.jpg
Série d'images de l'astéroïde Eros acquises par la sonde NEAR alors distante d'environ 1800 km. Les dimensions de cet astéroïde de forme ellipsoïdale sont de 34.4 x 11.2 x 11.2 km.
Les astéroïdes : tailles
NASA and J. Clarke (University of Michigan) aurores_jupiter.jpgStructure des émissions UV aurorales observées par le télescope Hubbleaurores_jupiter.jpg
Emissions aurorales UV observées par le télescope Hubble
Emissions Aurorales des planètes géantes
O. Witasse, (2000), Modélisation des ionosphères planétaires et de leur rayonnement : La Terre et Mars, thèse de doctorat Modele_O297.pngModélisation de la raie à 297 nm de l'oxygène atomique sur MarsModele_O297.png
Modélisation des différents processus à l'origine de l'émission de l'oxygène à 297 nm
Profils en altitude
Observatoire de Paris images/Approfondissement-2-meter.pngimages/Approfondissement-2-meter.png
Vitesse de dérive radiale (en cm/s) vers l’étoile centrale, en fonction de taille des corps solides présents dans la nébuleuse protoplanétaire de type MMSN. On voit très clairement qu’un pic est atteint pour des corps proches de la taille du mètre.
La barrière du mètre
Observatoire de Paris images/Approfondissement-5-PHOTOEVAP.pngimages/Approfondissement-5-PHOTOEVAP.png
Différentes étapes du processus de dispersion d’un disque proto-planétaire gazeux par photoevaporation et accrétion visqueuse du disque.
Photo-évaporation et dispersion du gaz
Observatoire de Paris spectre_soleil.gifSpectre du Soleil dans le visiblespectre_soleil.gif
Représentation de la lumière du Soleil diffractée dans le visible. Pour une exploration plus précise du spectre du Soleil, voir cette page.
Vitesses radiales
Observatoire de Paris, ASM, E. Pécontal exoplanet_spectro.gifDécalage du spectreexoplanet_spectro.gif
L'étoile et la planète orbitent autour de leur centre de gravité. L'observateur (représenté par une lunette) voit le spectre reçu se décaler et en infère la vitesse V de l'étoile au cours du temps.
Vitesses radiales
Philippe Thebault images/Approfondissement-4-Runaway.pngimages/Approfondissement-4-Runaway.png
Accrétion boule de neige : un corps initialement plus gros que les planétésimaux qui l‘entourent va légèrement infléchir la trajectoire de ceux-ci vers lui (Figure A). De ce fait, il va croître plus rapidement que les corps qui l’entourent, ce qui va encore accentuer sa tendance à infléchir vers lui l’orbite de ceux-ci (Figure B). Le processus s’auto-amplifie de lui même et conduit à la formation rapide d’un embryon planétaire alors que la majorité des autres planétésimaux n’a pas accrété de matière (Figure C).
Accrétion «Boule de neige»
S. Lee, J. Bell, M. Wolff, HST, Nasa Decouvrir/mars4_hst_big.jpgLa planète Mars vue par le téléscope spatial HubbleDecouvrir/mars4_hst_big.jpg
Ces quatre vues de la planète Mars montrent clairement la présence de nuages d'eau dans son atmosphère. Il est possible, grâce à un GCM, de simuler ces nuages et d'en apprendre plus sur leurs caractéristiques.
L'utilisation des modèles aujourd'hui
UPEC / N. Fray meteorite-allende.jpgLa météorite de Allendemeteorite-allende.jpg
Coupe de la météorite de Allende sur laquelle les chondres sont visibles.
Les météorites : classification
UPEC / N. Fray meteorite-gibeon.jpgLa météorite de Gibeonmeteorite-gibeon.jpg
Coupe de la météorite métallique de Gibeon sur laquelle les figures de cristallisation de Widmanstätten sont visibles.
Les météorites : classification
collection du MNHN-Paris http://www.futura-sciences.com/magazines/espace/infos/actu/d/astronomie-systeme-solaire-ne-little-bang-dixit-meteorite-orgueil-25248/ meteorite_orgueil.jpgLa météorite de Orgueilmeteorite_orgueil.jpg
Fragment de la météorite d’Orgueil dont la chute a été observée en 1864.
Les météorites : définition
http://pluto.jhuapl.edu/common/content/What-We-Know/images/6_PlutoSpectrum3_lg.gif objet-transneptuniens-compo-surf-pluton.gifSpectre infrarouge et composition de surface de Plutonobjet-transneptuniens-compo-surf-pluton.gif
Spectre dans l’infrarouge proche de Pluton montrant la présence de glaces de N2, CH4 et CO en surface.
Les objets trans-neptuniens : composition
http://solarviews.com/raw/pia/PIA14316.jpg asteroide-explo-spatiale.jpgL'exploration spatiale des astéroïdesasteroide-explo-spatiale.jpg
Photographies de l'ensemble des astéroïdes qui avaient été survolés début 2015. Les tailles des différents astéroïdes sont à l'échelle.
Les astéroïdes : exploration spatiale
http://stardust.jpl.nasa.gov/science/hb.html comete-hale-bopp-structures.jpgLa comète C/1995 O1 (Hale-Bopp)comete-hale-bopp-structures.jpg
Image de la comète C/1995 O1 Hale-Bopp prise en 1997 montrant les différentes structures qui se développent autour du noyau lorsque celui-ci se rapproche du Soleil.
Les comètes : activité et structure
http://www.esa.int/spaceinimages/Images/2014/12/Kuiper_Belt_and_Oort_Cloud_in_context comete_reservoirs.jpgLes réservoirs des comètescomete_reservoirs.jpg
Illustration montrant les deux réservoirs principaux des comètes : la ceinture de Kuiper à 30-50 unités astronomique du Soleil et le nuage de Oort qui pourrait s’étendre jusqu’à 50 ou 100 000 unités astronomiques du Soleil.
Les comètes : orbites
http://www2.ess.ucla.edu/~jewitt/kb.html Trans-neptuniens_1ere_decouverte.jpgLa découverte d'un nouvel objet trans-neptunien en 1992Trans-neptuniens_1ere_decouverte.jpg
Séquence temporelle des images ayant permis la découverte d'un objet trans-neptunien le 30 août 1992. L'objet trans-neptunien est entouré d'un cercle blanc.
Les objets trans-neptuniens : introduction et historique
https://nai.gl.ciw.edu/sites/nai.gl.ciw.edu/files/images/ghuntress/2011-02-15%2018:43/5.1.3fig1.png Trans-neptuniens_orbites.pngLa distribution spatiale des objets trans-neptuniensTrans-neptuniens_orbites.png
Excentricité en fonction du demi-grand axe des objets trans-neptuniens et des centaures. Cette figure montre les différentes familles dynamiques d’objets et en particulier les objets de la ceinture de Kuiper classique et ceux du disque épars mais aussi les centaures dont le demi-grand axe est inférieur à celui de Neptune.
Les objets trans-neptuniens : orbites
https://solarsystem.nasa.gov/planets/profile.cfm?Object=Comets Comet_NEAT.jpgLa comète Q/2001 NEATComet_NEAT.jpg
Image de la comète C/2001 Q4 (NEAT) prise depuis l’observatoire de Kitt Peak en Arizona en 2004.
Les comètes : introduction et historique
C. Flammarion, 1888 Universum.jpg1888Universum.jpg
Jusqu'à 1995, les planètes étaient, pour l'Humanité, le propre d'une seule étoile, le Soleil.
Planètes et exoplanètes : Histoire et définitions
ESO 2M1207b_First_image_of_an_exoplanet_ESO.jpgLa première exoplanète découverte par imagerie directe2M1207b_First_image_of_an_exoplanet_ESO.jpg
C'est en 2004 que Gaël Chauvin et ses collaborateurs publient dans Astronomy and Astrophysics la première image potentielle d'une exoplanète, autour de la naine brune 2M1207 (un étoile qui ne fusionne pas l'hydrogène car trop légère pour atteindre les condition extrêmes nécessaires, voir cours sur la Formation et évolution II.A.2. ) grâce à l'instrument NaCo du VLT. [Pour plus d'informations cliquez ici]
Imagerie directe d'exoplanètes
ESO RTEmagicC_42749_transit_exoplanete_eso_txdam18806_9dd4e4.JPEGCourbe de transitRTEmagicC_42749_transit_exoplanete_eso_txdam18806_9dd4e4.JPEG
Deux courbes de transit normalisées montrant le passage d'une exoplanète devant son étoile hôte.
Courbe transit
Star Wars tatooine.jpgPlanète Tatooinetatooine.jpg
De la vie sur la planète Tatooine.
Introduction
Sylvain Cnudde JL_Baudino.jpgJL_Baudino.jpgJean-Loup Baudino
Sylvain Cnudde JY_Chaufray.jpgJY_Chaufray.jpgJean-Yves Chaufray
Sylvain Cnudde V_Ciarletti.jpgV_Ciarletti.jpgValérie Ciarletti
Sylvain Cnudde F_Forget.jpgF_Forget.jpgFrançois Forget
Sylvain Cnudde Fouquet-small.jpgFouquet-small.jpgSylvain Fouquet
Sylvain Cnudde N_Fray.jpgN_Fray.jpgNicolas Fray
Sylvain Cnudde N_Hara.jpgN_Hara.jpgNathan Hara
Sylvain Cnudde J_Laskar.jpgJ_Laskar.jpgJacques Laskar
Sylvain Cnudde A_Le_Gall.jpgA_Le_Gall.jpgAlice Le Gall
Sylvain Cnudde E_Marcq2.jpgE_Marcq2.jpgEmmanuel Marcq
Sylvain Cnudde T_Navarro.jpgT_Navarro.jpgThomas Navarro
Sylvain Cnudde Y_Naze.jpgY_Naze.jpgYaël Nazé
Sylvain Cnudde A_Piccialli.jpgA_Piccialli.jpgArianna Piccialli
Sylvain Cnudde L_Rossi.jpgL_Rossi.jpgLoïc Rossi
Sylvain Cnudde Schneider_pt.jpgSchneider_pt.jpgJean Schneider
Sylvain Cnudde P_Thebault.jpgP_Thebault.jpgPhilippe Thébault
Sylvain Cnudde M_Turbet.jpgM_Turbet.jpgMartin Turbet
Sylvain Fouquet bam_mass.jpegBoîte à moustachesbam_mass.jpeg
Boîte à moustaches schématisant la distribution des masses des 1032 exoplanètes de l'échantillon. L'axe horizontal représente les masses en échelle logarithmique. Ce schéma résume les cinq valeurs statistiques de la distribution de masse des exoplanètes qui sont par ordre croissant : le minimum (à gauche), le premier quartile (la côté gauche du rectangle), la médiane (le trait au centre du rectangle), le troisième quartile (le côté droit du rectangle) et le maximum (à droite).
La boîte à moustaches
Sylvain Fouquet histo_mass_ss_exo.jpegHistogrammes des masseshisto_mass_ss_exo.jpeg
Histogrammes des masses des planètes du système solaire (gauche) et des exoplanètes (droite). L'échelle des masses est en échelle logarithmique par soucis de clarté.
Histogrammes
Sylvain Fouquet stat_mass_ss.jpegFonctions de distributions des massesstat_mass_ss.jpeg
Histogrammes (gauche) et fonctions de distribution (droite) des masses des planètes du système solaire (haut) et des exoplanètes (bas). L'échelle des masses est en échelle logarithmique par soucis de clarté.
Fonctions de distribution
Sylvain Fouquet masse_radius_semimajor.jpegMasse, Rayon, demi-grand axemasse_radius_semimajor.jpeg
Gauche : Masse des exoplanètes en fonction du rayon (points) avec le cas particulier des planètes du système solaire (étoiles). Droite : demi-grand axe des exoplanètes en fonction de leur masse toujours avec le cas des planètes du système solaire (étoiles).
Statistique multidimensionnelle
Sylvain Fouquet starmass_starradius.jpgRelation masse-taille des étoiles hôtesstarmass_starradius.jpg
Relation masse-rayon pour les étoiles hôtes des exoplanètes. La distribution montre que les étoiles hôtes ont des propriétés similaires à celles du soleil avec des masses comprises entre 0,5 et 1,5 masse solaire et des rayons compris entre 1 et 2 rayon solaire.
Statistique sur les étoiles hôtes I
Sylvain Fouquet starradius_semimajor.jpgRelation rayon stellaire vs demi-grand axestarradius_semimajor.jpg
Relation entre le rayon de l'étoile hôte et le demi-grand axe de son exoplanète. La ligne en trait plein montre la limite inférieure pour les demi-grands axes dus à la taille de l'étoile convertie en U.A. La ligne en pointillé montre le double des rayons stellaires.
Statistique sur les étoiles hôtes II
Sylvain Fouquet FD.pngFonctions de distributionFD.png
Fonctions de distribution (en haut) et lois de probabilité (en bas) du lancer d'un dé (à gauche) et de la loi uniforme sur [0, 1] (à droite).
Fonctions de distribution
Wikipédia Binomial_distribution.svg.pngLa loi binomialeBinomial_distribution.svg.png
Exemples de lois binomiales pour différent nombre de répétition (n) d'une loi à deux évènements et pour différentes probabilités de l'évènement 0 (p). Pour le même nombre de lancers n=20, le pic est à 14 avec un probabilté p = 0,7 et seulement 10 avec p=0,5. Pour n=40 et p=0,5, le pic est à 20, à la moitié du nombre de lancers, car il y autant de chance d'avoir l'évènement 0 que 1. En comparaison de n=20 et p=0,5, lorsque n=40, la fonction a un pic moins haut mais plus reséré, cela est dû au fait que le rapport entre l'espérance et l'écart type tend vers 0 lorsque n tend vers l'infini.
Loi binomiale
Wikipédia Poisson.svg.pngLoi de PoissonPoisson.svg.png
Trois exemples de loi de probabilité derivé de la loi de Poisson pour trois valeurs de lambda : 1, 4 et 10.
La loi de Poisson
Wikipédia loi_normales.pngLoi normaleloi_normales.png
Trois exemples de fonctions de probabilités de loi normale avec différents espérances et écart-types.
La loi normale
Wikipédia loi_normal_FD.pngFonction de distribution de la loi normaleloi_normal_FD.png
La fonction de distribution de la loi normale dont l'écart-type vaut 1 et l'espérance 0.
La loi normale
Wikipédia loi_normale_sigma.pngEcart-type de la loi normaleloi_normale_sigma.png
Figure du haut, boîte à moustaches représentant l'espace interquartile, les extrema théoriques étant à l'infini. Figure du milieu, la valeur exprimée en sigma des différents quartiles. Figure du bas, la probabilité d'avoir un résultat entre [-3*sigma, -1*sigma] (15,73 %), entre [-1*sigma, 1*sigma] (68,27 %) et enfin entre [1*sigma, 3*sigma] (15,73 %).
La loi normale
d'aprés J. Lissauer, 2011 lissaueretal2011-17.jpg2011 : Des exoplanètes gazeuses mais aussi telluriqueslissaueretal2011-17.jpg
En ce début de 21ième siècle, on détecte des planètes dont les propriétés sont proches de celles de la Terre: Sur cette figure, la couleur traduit la température (échelle à droite de la figure). On voit que Kepler-11 b et Corot-7 b, respectivement les croix rouge et orange, sont plus massives et plus chaudes que la Terre mais elles ont des densités semblables à celle de la Terre.
Planètes et exoplanètes : Histoire et définitions
http://mash.wifeo.com/astronomie.php Carte_systeme_solaire.jpgPlanètes du système solaireCarte_systeme_solaire.jpg
Planètes et planètes naines (encadrées sur fond marron) découvertes dans le système solaire.
Introduction