Transfert radiatif de raies chevauchées, appliqué à l’étude des exosphères des planètes géantes

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 Transfert radiatif de raies chevauchées, appliqué à l’étude des exosphères des planètes géantes. Extension aux planètes extra-solaires. BarthØlemy Mathieu, Laboratoire de PlanØtologie de Grenoble. Batiment D de Physique. BP 53. 38041 Saint-Martin d’Heres Cedex 9. France. Email :[e-mail] Lilensten Jean. Laboratoire de PlanØtologie de Grenoble. Introduction : Depuis de nombreuses annØes, Lyman et Werner de l hydrogŁne molØculaire cet l’Øtude du problŁme radiatif de la sØrie de Lyman albedo de diffusion simple prØsente un caractŁre pour l hydrogŁne atomique est crucial pour l Øtude assez gØnØral ce qui fait du comportement de ce des exosphŁres des planŁtes gØantes. Les couplage un bon exemple de l ensemble des informations obtenues par ce biais ont toujours ØtØ couplages par chevauchement lorsqu’une raie est trŁs particuliŁrement riches. Cependant les planŁtes absorbante. gØantes prØsentent la particularitØ de faire coexister de l hydrogŁne sous forme la fois molØculaire et atomique dans des quantitØs comparables. Les spectres de ces deux espŁces dans l UV lointain prØsentent des chevauchements. Ainsi par exemple la raie Lyman β est en co ncidence avec la raie (6,0) P(1) du systŁme de Lyman de l’hydrogŁne molØculaire 1025,93¯. La diffØrence entre les deux raies est de +0.21¯. Que l on soit en zone aurorale ou Øquatoriale, les processus d excitation gØnŁrent des raies d une largeur supØrieure cet Øcart. On ...

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Transfert radiatif de raies chevauchées, appliqué à l’étude des exosphères des planètes géantes. Extension aux planètes extrasolaires. Barthélemy Mathieu, Laboratoire de Planétologie de Grenoble. Batiment D de Physique. BP 53. 38041 Saint- Martin d'Heres Cedex 9. France. Email :[e-mail] Lilensten Jean. Laboratoire de Planétologie de Grenoble. Introduction : Depuisde nombreuses années,Lyman et Werner de lhydrogène moléculaire cet létude du problème radiatif de la série de Lymanalbedo de diffusion simple présente un caractère pour lhydrogène atomique est crucial pour létudeassez général ce qui fait du comportement de ce des exosphères des planètes géantes. Lescouplage un bon exemple de lensemble des informations obtenues par ce biais ont toujours étécouplages par chevauchement lorsquune raie est très particulièrement riches. Cependant les planètesabsorbante. géantes présentent la particularité de faire coexister de lhydrogène sous forme à la fois moléculaire et atomique dans des quantités comparables. Les spectres de ces deux espèces dans lUV lointain présentent des chevauchements. Ainsi par exemple la raie Lyman
 esten coïncidence avec la raie (6,0) P(1) du système de Lyman de lhydrogène moléculaire à 1025,93Å. La différence entre les deux raies est de +0.21Å. Que lon soit en zone aurorale ou équatoriale, les processus dexcitation génèrent des raies dune largeur supérieure à cet écart. On observe donc un couplage à travers le transfert radiatif. La prise en compte de ce couplage présente Figure 1 : Profil de la raie Lyman
calculé pour la planète deux intérêts : Jupiter en zone équatoriale dans le cas on l’on prend en compte  -Laméliorationdes simulations des raies de le couplage avec H 2 (pointillé). La ligne continue représente le la série de Lyman pour lhydrogène moléculaire, cas non couplé (From [6]) notamment au niveau des profils de raie. Cependant le chevauchement avec la raie 6-0  -Lobtentiondinformation sur létat et les P(1) nest pas unique si lon considère les bandes concentrations dhydrogène moléculaire à partir de la chaudes de H. La raie 12-1 R(7) se trouve par seule mesure des raies de lhydrogène atomique. 2 exemple à 0.16 Å de la raie Lyman
. Si le niveau v=1 est peuplé, cette transition entrera dans le Ces simulations présentent donc un grand intérêt couplage. Ce niveau se trouve à une énergie de dautant plus quelles sont aisément transposables -1 lordre de 4000cmce qui compte tenu des aux « Jupiter chauds ». températures jovienne nexclue pas un peuplement significatif. Cela est confirmé par le résultat obtenu Le cas jovien si lon prend en compte cette transition (figure 1) Lyman
:Historiquement les premières simulations ont été réalisées pour le cas de la raie Le cas Lyman:; températures vibrationnelles Lyman
. Liu et Dalgarno [1] ont mentionné des La raie Lymanne présente pas de coincidence avec effets de fluorescence de lhydrogène moléculaire des raies froides de H 2 . Cependant deux raies issus de lexcitation par la raie Lyman
, mais sans chaudes issues du niveau v=2 sont proches de la raie prise en compte du transfert radiatif. Ce couplage a Lyman à0.04 Å et 0.38 Å. Les niveaux dénergie été calculé à laide dune technique Feautrier sur la -1 correspondant sont autour de 8000cm. Si lon base dune code développé pour étudier le couplage considère la température exosphérique de Jupiter soit hydrogène atomique deutérium [2][3]. environ 1100K, ces niveaux ne doivent pas être Selon les conditions géométriques dobservation, significativement peuplés. Cependant Wolven et al leffet est plus ou moins important mais il reste [4] ont observé une fluorescence induite par la raie toujours visible (cf figure 1). On constate dans les Lymanlordre de 100R en zone de moyenne de cas où la ligne de visée est importante (simulations latitude. Grâce au transfert radiatif, nous avons pu au limbe) que lensemble des ailes de la raie est estimer que les températures vibrationnelles doivent déformé. Cela sexplique par les très importants être 1.4 à 1,5 fois supérieures aux températures effets de fluorescence que la raie de H 2  provoque. cinétiques pour expliquer ce phénomène [5]. Son albedo de diffusion simple étant de lordre de 5%. Etant donnée la structure des systèmes de

Transfert radiatif appliqué aux exosphères des planètes géantes: M. Barthélemy et J. Lilensten

Le cas de Saturne:Dans le cas de Saturne les températures sont beaucoup plus faibles ce qui interdit quasiment les transitions issues de bandes chaudes. Cela rend inopérante la méthode destimation des températures vibrationnelles utilisée pour Jupiter à moins que celles-ci soient très supérieures aux températures cinétiques. Cependant pour le cas de la raie Lyman
 des effets de couplage issus de la bande froide sont visibles (figure 2). Il convient de les prendre en compte si lon veut être en mesure de lever les incertitudes subsistantes sur les modèles datmosphère de Saturne à laide du rayonnement L man.

Figure 2 : Profil de la raie Lyman
dans le cas de Saturne. On constate que l’évolution de la bande chaude avec la température vibrationnelle est assez faible. Il faudrait des températures vibrationnelles 10 fois supérieures aux températures cinétiques pour constater un effet significatif. Extension aux exoplanètes:Les planètes extra- solaires, en particulier celles de courtes périodes semblent être assez proches de Jupiter ou Saturne. Cependant leurs positions les rendent beaucoup plus chaudes. Nos connaissances de ces planètes sont encore très limitées à tel point que latmosphère dune seule de ces planètes a été détectée [8]. Plusieurs problématiques rendent les méthodes de chevauchement des raies intéressantes dans ce cas. -Tout dabord, à linstar de Jupiter et Saturne, il serait particulièrement intéressant de modéliser le rayonnement Lyman de ces planètes même si il reste à lheure actuelle sans doute indétectable  -Ensuite,les effets de couplage entre des raies de H 2  etdautres raies semble être un bon moyen de détecter H 2 dans ces planètes. On a pu montrer que cela est impossible à lheure actuelle pour la planète HD209458b dans le cas dun coulage avec les raies Lyman ou
. Cependant en appliquant la même méthode à une raie stellaire intense qui provient dun composant non présent dans latmosphère de la planète, il devrait être possible de détecter H 2 à des mesures dans grâce lUV. Dans le cas de la raie de C III à 977.02 Å la diminution de lintensité lors du transit devrait être comprise entre 2 et 3% [7]. Lampleur de la

diminution de lintensité de la courbe donnera une estimation de lépaisseur de la couche de H 2  dans latmos hère.

Profil de la raie C IIIà 977.02 Å d’une étoile du type HD209458. L’origine des abscisses correspond à 977.27 Å Courbe continue : hors de l’occultation. Courbe tiret : occultation avec 25000km d’hydrogène moléculaire. Courbe pointillé : occultation avec 100000km d’hydrogène. Croix : différences entre la courbe continue et la courbe en occultation avec 25000km de H 2 . Triangles : même chose pour 100000km de H 2 . [1] Liu, W.; Dalgarno, A. 1996, ApJ, 467, 446. [2]Griffioen, E. 2000, JGR, 105, E10, 24613. [3] Parkinson, C.D. 2002, Ph. D. Thesis, York University, North York, Ontario. [4] Wolven, Brian et al. 1997, ApJ,475, 835 [5] Barthelemy et al. 2005, A&A, 437, 329. [6] Barthelemy et al. 2004, A&A, 423, 391. [7] Barthelemy et al submitted to A&A. June 06. [8]Vidal Madjar et al. 2003, Nature, 422, 143.