Magnétisme, activité et interaction magnétosphériques dans les systèmes étoile / planète géante proche

Planètes extrasolaires : histoire et statistiques 

En 1995, Mayor & Queloz (1995) découvrent une planète extrasolaire autour d’une étoile froide. Bien que e ne soit pas la première planète découverte (Latham et al., 1989; Wolz zan & Frail, 1992), cette annonce a marqué une nouvelle époque dans le domaine d’exoplanètes, notamment à cause du progrès technique qui a permis, depuis 1995, de dé ouvrir 506 planètes (12/12/2010, www.exoplanet.eu). Différentes techniques permettent la détection d’exoplanètes. Les plus fructueuses actuellement sont le vélocimétrie (mesure des vitesses radiales, VR) et la photométrie (observation des transits planétaires, Trans).

La première consiste à mesurer les variations de vitesse radiale de l’étoile induite par la présence d’une planète en orbite. Les deux corps orbitent autour du centre de gravité du système, ce qui a pour effet d’introduire des variations périodiques dans la courbe de vitesse radiale de l’étoile. La méthode photométrique des transits consiste à étudier la baisse du flux lumineux d’une étoile générée par le passage de la planète devant le disque stellaire. Suite aux progrès instrumentaux, ces deux méthodes ont permis de détecter 93% des exoplanètes connues aujourd’hui. La pré ision des mesures Doppler a gagné en quelques décennies plusieurs ordres de grandeur. Des spe trigraphes de très haute résolution permettent de détecter des variations de vitesse radiale de quelques mètres−1 , et jusqu’à < 1 m−1 pour les plus précis.

Ces précisions en vitesse radiale sont possibles grâce à des techniques telle la technique de « Thorium simultané », où une bre optique a hémine le faisceau stellaire dans le spectrographe et une autre bre optique a hémine le faisceau d’une lampe de calibration (souvent de Thorium Argon). Le spe trographe est stabilisé en température, la dérive de l’instrument mesurée sur les raies de la lampe Thorium-Argon est considérée identique à elle sur le faisceau stellaire, permettant ainsi des mesures de vitesse radiale avec une très bonne précision. Citons le spe trographe HARPS (Pepe et al., 2002; Mayor et al., 2003; Pepe et al., 2004) sur le télé open de 3.6 m de L’ESO à la Silla (hémisphère sud) et Sophie (Bou hy & The Sophie Team, 2006; Perru hot et al., 2008) installé sur le télé open de 1.93 m à l’observatoire de Haute-Provence (hémisphère nord). La méthode photométrique des transits est exploitée par des projets au sol (e.g. WASP (Kane et al., 2003)) et des missions spatiales (Corot/ESA (Baglin et al., 2006) et Kepler/NASA (Boru ki et al., 2009)).

Les paramètres des systèmes planétaires peuvent être déduits des mesures, en particulier la période orbitale, l’ex entrée, le demi-grand axe de l’orbite et la masse de la planète. Dans le cas de mesure de vitesse radiale, nous mesurons la masse minimale de la planète Mp sin i (Mayor & Queloz 1995). Pour les systèmes en transit, la masse planétaire exacte et le rayon de la planète peuvent être déduits, ainsi que l’angle entre l’axe de rotation de l’étoile et celui de l’orbite planétaire grâce à l’e et Rossiter-M Laughlin (Ohta et al., 2005; Winn, 2007). Les caractéristiques des planètes sont assez variées. La gure 1.1 montre la distribution masse/demi-grand axe (noté a) de l’orbite pour les planètes découvertes par VR et Trans. 25 % des planètes extrasolaires découvertes sont des planètes massives et en orbite proche (à < 0.1 UA), elles sont appelées des Jupiter chauds ou Pégasides. De par leur proximité à l’étoile hôte, les planètes ont une probabilité de transit supérieure à celle des planètes plus éloignées.

La variation de vitesse radiale due à des planètes est importante, étant donné leur proximité et leur grande masse, ce qui rend leur détection plus facile que celle des planètes moins massives et plus éloignées. En effet, la variation de vitesse radiale induite par une planète est donnée par : K[m/s] = 203. m[MX] sin i M 2/3 ⋆ [M⊙].P1/3 [j] (1.1) Jupiter produit une variation de vitesse radiale du Soleil de 13 m s−1 , un Jupiter haud de 1 masse de Jupiter et de période orbitale de 10 jours orbitant autour d’une étoile de 1 masse solaire produit une variation de vitesse radiale de ∼ 100 m s−1 , et une super terre de 1.9 M⊕ et de période orbitale de 3.15 jours produit des variations Fig. 1.1: Distribution de la masse des exoplanètes en fonction du demi-grand axe de leur orbite.

Les planètes découvertes par mesure de vitesse radiale sont représentées par les ronds bleus, leur masse est la masse minimale Mp sin i ; les planètes découvertes par transit sont représentées par les carrés rouges, et leur masse est la masse exacte de la planète. beaucoup plus petites 1.85 ± 0.23 m s−1 (pour GJ 581 e, Mayor et al. (2009)). Bien que les détentions par les méthodes et les prévisions actuelles soient biaisées vers les Jupiter chauds, les planètes restent néanmoins intéressantes à étudier. La compréhension de leur formation, évolution et structure interne est importante pour l’étude générale de la formation planétaire et des interactions qui ont lieu entre le planète et l’étoile ; des interactions qui ae tent la planète (paramètres orbitaux, évaporation, …) et l’étoile (voir les sections suivantes 1.2 et 1.3). 

Les Jupiter chauds

 La découverte des Jupiter chauds était une surprise pour la communauté scientifique. Dans le système solaire, les planètes géantes sont loin du Soleil, massives mais de faible densité (formées principalement d’hydrogène et d’hélium), et sur des orbites ir ulaires. Les Jupiter chauds ne présentent pas les mêmes caractéristiques. Elles sont proches de leur étoile (demi-grand axe de l’orbite < 0.1 UA). Leur période orbitale est inférieure à ∼ 10 jours. Leur orbite est majoritairement ir ul ire et peu excentrique (80% ont une ex entri iité e < 0.1), mais certaines planètes sont sur des orbites très excentriques. La guerre 1.2 montre la distribution Période/ex entri iité de ses planètes. Les Jupiter chauds présentent parfois des anomalies de rayon, des planètes fortement irradiées sont menées.

Dans la figure 1.2 sont représentés les rayons des Jupiter chauds en transit en fonction de leurs masses. Cette guerre montre en particulier que r hauts en fon tion de leur période orbitale. À droite : Le rayon des Jupiter chauds en transit en fonction de leur masse. Les Jupiter chauds ouverts et ayant la même masse peuvent avoir différents rayons. Plusieurs propositions ont été avancées pour expliquer les anomalies de rayons de certains Jupiter chauds. Guillot (2008) a étudié la structure interne des planètes et propose plusieurs hypothèses qui pourraient expliquer leur enement, comme le changement de l’équation d’état par rapport à celle utilisée pour les planètes géantes du système solaire, et le fait que les planètes peuvent posséder une masse importante de métaux.

L’é hautement dû aux interactions de marée peut aussi jouer un rle (e.g. Ibgui et al. (2010) pour WASP-4b,WASP-6b, WASP-12b, WASP-15b, et TRES-4), les bourrelets de marée peuvent s’étendre sur des fractions importantes du rayon (e.g. 0.1% pour Corot-3-b à 20% pour WASP-19 omme as extrêmes) ; cependant, Le conte et al. (2010) trouvent que l’é hautement de marée est in apable, à lui seul, d’expliquer les cas extrêmes de grands rayons de certaines exoplanètes. Les interactions entre le champ magnétique planétaire et le vent dans l’atmosphère de la planète pourraient produire des courants électriques, et ainsi une dissipation homomique qui serait responsable de l’anomalie de rayon de certaines planètes (Batygin & Stevenson, 2010; Perna et al., 2010).

La planète, le long de son orbite, traverse des configurations divergentes du champ magnétique stellaire. Ce champ magnétique stellaire variable sur l’orbite planétaire et pénétrant dans l’atmosphère de la planète, peut aussi induire des courants électriques et une dissipation homomique qui pourrait expliquer l’anomalie de rayons de certaines exoplanètes (Laine et al., 2008). À cause des effets de marée, les Jupiter chauds sont probablement synchronisés (ou pseudo-syn hroniser, voir partie suivante) avec leur étoile, la planète montrant toujours la même face à l’étoile.

Le temps de pseudo-synchronisation pour des valeurs  typiques de paramètres planétaires et orbitaux de Jupiter haud est de l’ordre de 105 − 106 années (Barae et al. (2010) et leurs référen es). Comme décrit dans le paragraphe précédent, la planète est fortement irradiée. Le lux reçu par cette dernière dépend du type spe trail de l’étoile centrale et des paramètres orbitaux. Si Jupiter était à 0.1 UA du Soleil, il recevrait un ux équivalent à ∼ 2500 fois celui qu’il reçoit sur son orbite actuelle. La dénition de la température de ces planètes se fait en considérant leur irradiation. En eet, la planète à une température interne ee tive que l’on note Tint et elle reçoit un ux in ident de l’étoile noté Finc . La conservation de l’énergie implique, pour une planète en équilibre, une dégradation de la totalité de l’énergie (énergie interne+énergie in idente). Ainsi, la température ee tive d’équilibre d’une planète est donnée par σT4 eq = σT4 int + (1 − A)Finc où A est l’albédo de Bond. La température d’équilibre d’une Jupiter haud peut dépasser ∼ 2500 K (e.g. HAT-P-7b 2100 K Pál et al. (2008)), elle de Jupiter est de ∼ 110 K. L’angle entre le plan orbital et le plan équatorial stellaire peut être important pour les planètes. Une étude récente (Winn et al., 2010) décrit et angle en fonction de la température ee tive de l’étoile. Les planètes qui sont autour d’étoiles plus chaudes ont des grands angles (voir la guerre 1.3 où tous les systèmes ayant une mesure de l’angle d’in liaison sont représentés). Ils expliquent cela par les effets de marée qui peuvent plus facilement aligner l’atmosphère d’étoile froide avec l’orbite ( ou he onve tive en surface).

Les marées caratéristiques des planètes géantes en orbite proche sont assez variées

 Pour comprendre la raison de cette variété, plusieurs études ont été faites (et sont en cours). L’état actuel de ces planètes provient d’une évolution depuis leur formation jusqu’à leur âge actuel. Il est donc important d’étudier les phénomènes qui entrent en jeu à tous les stades de la vie planétaire. Les planètes géantes se forment dans des régions du disque protoplanétaire éloignées de l’étoile, où il y a suffisamment de matière pour qu’elles soient massives.

Deux théories sont proposées pour expliquer leur formation : la théorie de l’a rétion autour d’un noyau (Mizuno, 1980; Pollak et al., 1996) et celle de l’instabilité gravitationnelle (Cameron, 1978; Boss, 1997). Selon le modèle d’une région autour d’un noyau, les planètes se forment par la réaction de gaz autour d’un noyau solide. Dans le disque, les poussières et les petites graines solides coagulent en partie les plus grosses. Ces particules tendent à se former dans le plan médian du disque, ensuite, grâce à la collision entre les particules, des planétésimaux de quelques kilomètres se forment. Une fois le noyau formé, il commence, Fig. 1.3: En haut : L’angle entre le plan orbital et le plan équatorial stellaire en fonction de la température ee tive de l’étoile hôte. En bas est représentée la profondeur de la ou he onve tive extérieure des étoiles en fonction de leur température ee tive.

La guerre est tirée de Winn et al. (2010) dès qu’il atteint une certaine masse (quelques M⊕), à arrêter le gaz qui l’entoure. Cette armation continue pendant les autres phases de formation planétaire, jusqu’à la déplétion de gaz aux alentours de la planète. La théorie d’instabilité gravitationnelle s’inspire de celle de la formation des étoiles par effondrement gravitationnel. Les planètes gagnent leur gaz immédiatement et peuvent sédimenter les éléments lourds sur une période plus longue. La migration des planètes géantes vers l’intérieur du disque protoplanétaire peut être expliquée par une migration appelée de type II, où la planète creuse un sillon dans le disque protoplanétaire, et par effet de marée et échange de moment cinétique avec le disque elle migre vers l’intérieur (Goldreich & Tremaine, 1980; Lin & Papaloizou, 1993). Bien que les interactions de marée jouent un rôle important dans l’évolution orbitale des planètes, elles ne peuvent pas expliquer les fortes ex- entri ités et les importantes on liaisons orbitales observées dans certains systèmes planétaires.

D’autres mé anismes sont ainsi invoqués, telles les intera tions entre diérentes planètes (la présen e d’autres orps dans le système pourrait être responsable de la non- ir ularisation de l’orbite (e.g. Matsumura et al. (2008)), les intera tions magnétiques entre les planètes et le disque, le mé anisme de Kozai (e.g. Fabry ky & Tremaine (2007), Nagasawa et al. (2008), Morton & Johnson (2010)) et la nature du disque protoplanétaire ( ertains disques montrant une instabilité gravitationnelle alors que d’autres n’y sont pas sujets (Jin, 2010)) ; dans les disques stables gravitationnellement, la migration est lente ( ‘est le as du disque solaire)). Notons enn que des études ré entes (Levrard et al., 2009) trouvent que toutes les planètes en transit, sauf une (HAT-P-2b), ne sont pas dans un état d’équilibre de marée.

Ces planètes sont alors, selon ette étude, en évolution et l’état a tuel n’est pas leur état nal, sauf si d’autres orps existent dans le système et maintiennent l’équilibre. Outre l’eet sur les paramètres orbitaux ( ir ularisation, syn hronisation,…), les marées inuen ent aussi l’étoile elle-même. Pont (2009) trouve que ertaines étoiles ayant des planètes géantes ont une rotation a élérée, et attribue ela omme dû aux intera tions de marée. Les intera tions de marée peuvent aussi, selon Cuntz et al. (2000), auser un surplus d’a tivité stellaire.

La densité du gaz dans les bourrelets de marée est relativement faible, e qui fait qu’ils sont sensibles au faible hangement de la for e de marée. Si les périodes orbitale et rotationnelle sont diérentes, les bourrelets se dépla ent sur la surfa e stellaire. La ontra tion et l’expansion des zones extérieures pourraient engendrer des é oulements et des ondes. Ce i est une sour e d’énergie non radiative, pouvant augmenter l’é hauement et le niveau de l’a tivité stellaire. Le surplus d’activité sera modulé par la moitié de la période orbitale (à cause des deux bourrelets de marée). Un autre et de l’interaction de marée se produit au niveau de la chromosphère, zone de transition et la couronne par l’ampliation des ondes dans les régions, induisant une augmentation de l’énergie dissipée au niveau de ces zones et une augmentation de l’émission UV.

Les marées stellaires peuvent également modifier la génération du champ magnétique. L’augmentation de la turbulence peut induire une augmentation lo ale de l’et α (responsable de la transformation du champ toroïdal en champ poloïdal). On peut envisager plusieurs possibilités, par exemple la création d’une dynamo turbulente lo ale ou l’ampliation d’une dynamo d’interface à la base de la zone onve tive. Les interactions de marée peuvent aussi nuire à l’étoile grâce à une instabilité dit instabilité elliptique. Cette instabilité peut se développer même pour de très petites déformations ; elle est bien étudiée dans les laboratoires, mais son application aux systèmes astrophysiques est compliquée (Rieutord, 2004). De nouvelles études traitent le cas des systèmes à Jupiter chauds (Cébron et al., 2010). Ils étudient en particulier, pour les systèmes où la planète transite devant le disque stellaire, leur stabilité vis à vis de cette instabilité, et l’effet que peut induire cette instabilité sur l’évolution du système et la génération probable de champ magnétique (stellaire). 

Interactions magnéto sphériques

 Les exoplanètes géantes sont probablement magnétisées comme les planètes géantes du système solaire, dont le champ magnétique est produit par une dynamo. Jupiter a un champ magnétique dipolaire de quelques Gauss (∼ 4 − 14 G). L’axe du dipôle est in line par rapport à l’axe de rotation de la planète de 10◦. L’axe du champ magnétique de Saturne est presque aligné avec l’axe de rotation de la planète, alors que pour Uranus et Neptune l’axe du dipôle est très in line, et le champ magnétique de ces deux planètes possède une composante quadrupolaire importante (Connerney, 1993; Stevenson, 2003).

Par analogie, on s’attend à ce que les Jupiter chauds aient un champ magnétique qui sera probablement produit par effet dynamo. Les planètes jeunes, massives et qui tournent vite peuvent avoir un champ magnétique intense à la surfa e (∼ 30 − 60 G), elles qui sont plus âgées et syn hroniser auront un champ de l’ordre du Gauss (Sán hez-La Vega, 2004). Une étude ré ente de Reiners & Christensen (2010) suggèrent aussi que le champ magnétique des planètes et naines brunes peut varier entre 100 G à 1kG quand les objets sont jeunes (quelques millions d’années), et que ce champ diminue avec l’âge jusqu’à un facteur 10 après quelques milliards d’années. Quant à la configuration du champ, il peut avoir des composantes non-axisymétriques, les solutions symétriques de la dynamo, elles, sont stables pour des rotations planétaires importantes (Moss & Brandenburg 1995). Une magnétosphère planétaire, due à ce champ, pourrait protéger la planète des fortes radiations stellaires.

Les interactions magnéto sphériques entre les Jupiter chauds et leurs étoiles hôtes ont été évoquées dès 2000 par Rubenstein & Schaefer (2000) comme cause possible d’éruptions géantes (superare) observés sur 9 systèmes ayant un Jupiter haud. Depuis cette étude, les explications théoriques et les études observationnelles de telles interactions se sont multipliées. D’un point de vue théorique, Cuntz et al. (2000) proposèrent que les interactions magnéto magnéto sphériques (e.g. re onne tion entre les champs magnétiques des Jupiter chauds et leurs étoiles hôtes) sont capables d’induire des surplus d’activité modulés par la période orbitale.

Les études principales de l’activité stellaire des systèmes à Jupiter chauds, menées dans le but de détecter un surplus d’activité induit par la planète, ont été tuées par Shkolnik et al. (2003, 2005, 2008). Ils mesurent l’activité stellaire résiduelle et, s’inspirant de Cuntz et al. (2000), prennent leurs mesures en fonction de la période orbitale et de la période rotationnelle. Quand l’activité paraît plutôt modulée par la période orbitale, ils considèrent qu’une interaction magnétosphérique a lieu dans le système. Ils mesurent, pour les systèmes, un décalage en phase entre le point sous-planétaire (projection de la planète sur le disque stellaire) et la région active du disque stellaire. Les systèmes qui présentent une modulation orbitale au cours de certaines époques (e.g. HD 179949, ν And, HD 189733 et τ Boo) peuvent présenter une modulation rotationnelle au cours d’autres époques, la nature des interactions paraît donc intermittente.

Plusieurs études théoriques ont essayé d’expliquer les observations. Une explication potentielle du décalage en phase observé entre le point sous-planétaire et la région stellaire de maximum d’activité a été proposée par M Ivor et al. (2006) (en modélisant le champ magnétique stellaire par un dipôle in line). Ce modèle permettrait de rendre compte des phases observées dans certains systèmes, mais reste in apable de reproduire les grands décalages en phase (de l’ordre de 180◦ ). Ces grands dé alliages pourraient en revanche être interprétés par des interactions dans une couronne ayant un champ magnétique for a-free (Lanza, 2008) ou par la propagation d’ondes D’alfvén dans le vent stellaire (Preusser et al., 2006).

Une interprétation a également été proposée par Cranmer & Saar (2007) pour tenter d’expliquer que, pour un système donné, le surplus d’activité semble modulé par la période orbitale à certaines époques alors qu’il est modulé par la période rotationnelle à d’autres. Ils modélisent, dans un premier temps, le champ magnétique stellaire en supposant qu’il est similaire au champ magnétique solaire, et extrapolent le champ dans la couronne. Ayant les cartes de champ magnétique stellaire à des époques différentes, ils se tuent deux al uls : le premier est celui de l’activité stellaire intrinsèque et le second est celui en considérant qu’une interaction étoile exoplanète a lieu. Ils trouvent que la configuration du champ magnétique joue un rôle primordial dans l’interaction.

Le surplus d’activité lié à la planète varie alors d’une orbite planétaire à l’autre, et dépend de la configuration du champ stellaire, ce qui pourrait expliquer un certain type de variabilité. Le champ magnétique stellaire peut aussi avoir d’autres effets, il peut induire par exemple des variations de période orbitale des planètes. Cet état, appelé et Applegate (Applegate & Patterson, 1987; Applegate, 1992), a été étudié par Watson & Marsh (2010) pour les exoplanètes en transit. La variation du moment quadrupolaire de l’étoile (induite par une variation du champ magnétique interne à l’étoile et par conséquent du champ de vitesse interne) peut induire des variations d’orbite et donc des époques de transit. Ils suggèrent qu’une mesure de ces variations de temps de transit pourrait nous renseigner sur le mécanisme de production de champ magnétique des étoiles hôtes ( comme le suggère Lanza (2008) pour les étoiles binaires).

D’autres études ré entes trouvent une corrélation entre l’activité stellaire et le spectre d’émission des Jupiter chauds (et don de leur type d’atmosphère) (Knutson et al., 2010), et entre l’activité stellaire et la gravité de surface des Jupiter chauds (les planètes ayant une gravité de surface importante sont autour d’étoiles à tives, Hartman (2010)). Sur un échantillon d’étoiles avec et sans Jupiter haud, Kashyap et al. (2008) déduisent que le x en X des étoiles hôtes de Jupiter haud est 4 fois plus élevé que celui des étoiles sans planètes massives proches. La présence du Jupiter haud pourrait limiter l’expansion de la couronne et l’accélération du vent stellaire. Ce i induirait un gradient de pression plus faible que dans le cas d’une étoile hôte de planète éloignée, les lignes du champ restant fermées et n’étant pas ouvertes par le vent, le plasma ne pourrait pas s’échapper. Cela a pour effet d’augmenter l’émission X de l’étoile et de faire apparaître des taches chaudes dans la couronne, des tâches pouvant être déphasées par rapport à la planète (Cohen et al., 2009).