HR 8799 et ses quatre géantes gazeuses, atmosphères planétaires, résonance 1:2:4

Nous voici à nouveau installés dans un vaisseau spatial immense, confortable et prévu pour un long voyage interstellaire à destination de l’étoile HR8799 et de son système planétaire, situés à 129 années lumière de la Terre, dans la constellation de Pégase. Cette étoile se trouve à l’ouest du Grand Carré de Pégase, à mi chemin entre les étoiles Scheat et Markab, et curieusement on l’aperçoit dans la même portion du ciel que l’étoile 51 Pégasi autour de laquelle fut découverte la première exoplanète en 1995 à Saint Michel l’Observatoire.

Après un long voyage de 129 ans à la vitesse de la lumière, ce sont nos descendants qui arriveront enfin à proximité de HR8799 et de son système planétaire que nous allons découvrir sur cette oeuvre. Autour de l’étoile quatre géantes gazeuses évoluent en une danse rythmique, dont trois sont en résonance 1:2:4.

Voici quelques repères pour la bonne compréhension de l’oeuvre :

ua : unité astronomique, soit environ 150 millions de km.
PO : « periodic orbit » ou orbite périodique ou période de révolution d’une planète autour de l’étoile
Mjup : Masse de Jupiter
MMRs : Main Motion Resonance : c’est une résonance de moyen mouvement, une MMR peut être prograde ou rétrograde.

Température effective : la température effective d’une étoile est directement reliée à la puissance totale qu’elle rayonne. C’est par définition la température d’un corps noir dont la surface émettrait la même puissance par unité de surface que l’étoile. Il s’agit ici de la puissance bolométrique, c’est-à-dire incluant l’ensemble du rayonnement électromagnétique, des rayons X aux ondes radio.

Résonance orbitale : en mécanique céleste, la résonance orbitale se produit lorsque des corps en orbite exercent une influence gravitationnelle régulière et périodique les uns sur les autres, généralement parce que leurs périodes orbitales sont liées par un rapport de petits nombres entiers.

Résonance de Laplace : c’est une résonance à trois corps avec un rapport de période orbitale de 1:2:4 (équivalent à un rapport d’orbites de 4:2:1). Le terme est né parce que Pierre-Simon Laplace a découvert qu’une telle résonance gouvernait les mouvements des lunes de Jupiter Io, Europe et Ganymède. Il est maintenant aussi souvent appliqué à d’autres résonances à 3 corps avec les mêmes rapports, comme celui entre les planètes extrasolaires Gliese 876 c, b et e. Les résonances à trois corps impliquant d’autres rapports entiers simples ont été appelées « comme Laplace  » ou « type Laplace ».

Caractéristiques de l’étoile HR8799 :
Sacha Foschino :
Etoile chaude blanche bleue, pic de luminosité dans le violet et UV, raies de l’hydrogène très marquées, température autour de 8000-10000 K°, plus massive que le Soleil.
5 : sous-type spectral. Chaque type (OBAFGKM) est divisé en 10 sous-types allant de 0 à 9 selon leur température, les A0 sont les plus chaudes et les A9 les moins chaudes de la classe A.
V : chiffre romain, correspondant à la classe de luminosité, ici c’est une naine ce qui veut dire qu’elle est sur la séquence principale de son existence, période durant laquelle elle fusionne les noyaux d’hydrogène en deutérium puis en hélium.

Pole-one (version anglaise) : Sacha Foschino : le système HR8799 semble être vu depuis un pôle de l’étoile, c’est-à-dire qu’on l’observe du « dessus » ou du « dessous ». Autrement dit, l’axe de rotation de l’étoile est aligné avec notre ligne de visée et le plan orbital global du système est perpendiculaire à notre ligne de visée.

« mas/year » (version anglaise) : Sacha Foschino : l’unité « mas/year » vaut pour « milli-seconde d’arc par an » : pour info une seconde d’arc correspond à 1/3600 degré d’angle. La planète se déplace sur le ciel de 0,024 seconde d’arc par an autour de son étoile. En connaissant la période orbitale de la planète et sa distance à son étoile, on peut connaître la distance qu’elle parcourt en 1 année terrestre, ici 0,93 ua = 93% de 150 000 000 de km). Cela correspond à un angle sur le ciel précisé entre parenthèses.
Le mouvement de la planète semble bien lent, mais ce n’est pas étonnant avec des périodes si grandes !

Cross-corrélation : Sacha Foschino : renvoi à « Corrélation croisée » : en traitement du signal, la corrélation croisée, aussi appelée covariance croisée, est une mesure de la similitude entre deux signaux. La corrélation croisée ou inter-corrélation est utilisée dans le cas d’une définition temporelle. La transformée de Fourier de la corrélation croisée est la densité spectrale d’interaction.

Transformée de Fourier : c’est une opération qui permet de représenter en fréquence (développement sur une base exponentielle) des signaux qui ne sont pas périodiques.

Cooling tracks (version anglaise) : traduit par « traces de refroidissement » : Sacha Foschino : je pense qu’il s’agit là d’émission de lumière liée au refroidissement de l’atmosphère des planètes.

Découvrons tout d’abord l’étoile HR8799 :

Le type spectral ainsi que la température effective correspondent aux propriétés typiques d’une étoile FOV, mais avec la forte ligne d’absorption du calcium II K et des autres lignes métalliques, elle possède davantage les propriétés d’une étoile de type A5 V.
HR8799 serait âgée d’environ 30 millions d’années ; son spectre révèle qu’elle a une légère surabondance de carbone et d’oxygène par rapport au Soleil.

L’inclinaison de rotation de l’étoile est environ égale à 40°.

L’observation de cette étoile par Chandra indique un faible niveau d’activité magnétique, mais l’activité des rayons X y est beaucoup plus élevée que dans une étoile de type A, suggérant une structure interne ressemblant davantage à celle d’une étoile FO (O désignant le type le plus chaud des étoiles classées F).

Plusieurs publications m’ont guidée dans ce travail :

Futura Sciences : Une tempête géante observée sur une exoplanète à 129 années-lumière de la Terre : Grégory Laughlin, Spitzer –

GRAVITY révèle les détails de HR8799 e ravagée par la tempête à l’aide de l’interférométrie optique –
Tempête en vue sur une exoplanète :

GRAVITY a été développé par une collaboration composée de l’Institut Max Planck de physique extraterrestre (Allemagne), des LESIA de l’Observatoire de Paris-PSL/CNRS/Sorbonne Université/Univ. Paris Diderot et de l’IPAG de l’Université Grenoble Alpes/CNRS (France), de l’Institut Max Planck d’astronomie (Allemagne), de l’Université de Cologne (Allemagne), du CENTRA-Centro de Astrofisica e Gravitaçao (Portugal) et de l’ESO.

L’instrument GRAVITY de l’ESO installé sur l’interféromètre du Very Large Télescope, a effectué la première observation directe d’une planète extrasolaire grâce à l’interférométrie optique. Cette méthode innovante a révélé une atmosphère exoplanétaire complexe sur HR 8799 e, une super-Jupiter en orbite autour de la jeune étoile HR8799.

GRAVITY peut utiliser les télescopes à quatre unités du VLT de l’ESO pour travailler ensemble : cela crée un super-télescope – le VLTI (https://www.eso.org/public/teles-instr/paranal-observatory/vlt/) – qui recueille et démèle précisément la lumière de l’atmosphère de HR8799e et la lumière de son étoile mère. C’est la première fois que l’interférométrie optique est utilisée pour révéler les détails d’une exoplanète et la nouvelle technique a fourni un spectre (https://www.eso.org/public/teles-instr/technology/spectroscopy/) extrêmement détaillé et d’une qualité sans précédent.

« Notre analyse a montré que HR8799e a une atmosphère contenant beaucoup plus de monoxyde de carbone que de méthane – ce que l’on n’attend pas de la chimie d’équilibre » explique Sylvestre Lacour chercheur CNRS à l’Observatoire de Paris. « Le meilleur moyen d’expliquer ce résultat surprenant est que de hauts vents verticaux dans l’atmosphère empêchent le monoxyde de carbone de réagir avec l’hydrogène pour former du méthane. »

L’équipe a découvert que l’atmosphère contient également des nuages de poussière de fer et de silicate. Lorsqu’il est combiné avec l’excès de monoxyde de carbone, cela suggère que l’atmosphère de HR8799e est engagée dans une tempête énorme et violente.

« Nos observations suggèrent une boule de gaz éclairée de l’intérieur » élabore Sylvestre Lacour  » La convection se déplace autour des nuages de particules de silicate et de fer, qui se désagrègent et pleuvent à l’intérieur. Cela dépeint l’atmosphère dynamique d’une exoplanète géante à sa naissance, subissant des processus physiques et chimiques complexes. »

Sur l’oeuvre, ces réactions sont sommairement symbolisées autour de la planète HR-8799e, représentée de chaque côté de son étoile mère : on aperçoit tout autour de petites gouttes de fer et de silicates, en coloris gris clair, qui tombent sur HR8799e, entraînées par de puissants vents verticaux. De petits nuages en coloris bleuté, tourbillonnent autour de la planète, et les éléments chimiques CO, Fe, C2H2, CH4, sont symbolisés autour et dans l’atmosphère planétaire.

L’étoile fait partie d’un système qui contient également un disque de débris massif et quatre exoplanètes géantes : HR8799 b, c, d et e. Contrairement à la plupart des découvertes d’exoplanètes, déduites de l’analyse des données, les planètes en orbite autour de HR8799 sont directement observables depuis La Terre. HR8799 b, c et d ont été découvertes en novembre 2008 à l’aide des télescopes Keck et Gémini à Hawaï.

D’autres observations en 2009 et 2010 ont révélé la quatrième planète HR8799 e, qui orbite à environ 14,5 ua de son étoile et met 45 ans pour effectuer une révolution autour de HR8799.

Publication de Christian Marois : Direct Imaging of Multiple Planets Orbiting a Star :

Les planètes b, c et d ont été découvertes en 2008 grâce au télescope Keck qui a produit une image du système planétaire en combinant des images en bandes J, H et Ks. Auparavant la lumière de l’étoile a été enlevée grâce au processus ADI.

Les observations ont révélé les trois planètes en orbite autour de l’étoile HR8799, avec des séparations de 24, 38 et 68 ua.

Découvrons sur l’oeuvre les quatre planètes géantes gazeuses qui évoluent autour de l’étoile HR8799 :

La planète HR8799e est située à 14,5 ua de son étoile qu’elle orbite en 45 ans. Sa masse est estimée à environ 7,4 Mjup. Elle est symbolisée à deux reprises à droite et à gauche de l’étoile. Sur les deux flèches jaunes de chaque côté de l’étoile, figure la distance de la planète à l’étoile soit 14,5 ua.

HR8799e apparaît dans le disque protoplanétaire encore chaud en coloris ocre-marron, dans lequel tournent les éléments chimiques tels que H, C, Fe, CO.

La planète HR8799d, plus éloignée de l’étoile est située à environ 24 ua et orbite HR-8799 en environ 100 ans, elle possède une masse estimée à 9,1 Mjup.

Elle est représentée à trois reprises au cours de sa révolution, dans le disque sombre où elle a amassé une grande quantité de poussière, à 24 ua de l’étoile comme indiqué au dessus des représentations de gauche et de droite. A cette distance de l’étoile, nous découvrons divers éléments chimiques dans le disque sombre, de gauche à droite : C2H2, H2, CO, CO2, OH, NH, H2CO, HCO+…

La planète HR8799c orbite son étoile en environ 190 ans, un peu plus éloignée, elle se situe à 40 ua et sa masse est encore incertaine, vraisemblablement estimée autour de 8,3 Mjup.

Elle est symbolisée à deux reprises un peu plus bas dans un autre anneau sombre, à environ 40 ua, distance notée au milieu sous les poussières en petits points glacés de plus en plus nombreux, car il fait froid à cette distance de l’étoile : on aperçoit de gauche à droite les éléments chimiques suivants : H2O, CO2, juste au dessus des petits points glacés, mélangés à quelques poussières de roches en points ocres, apparaît la formule : HCO + HCO qui donne H2 + 2CO ; un peu plus loin à droite, on aperçoit H+ NH2 qui donne NH3.

Plus bas sur fond bleu gris et ocre clair, nous traversons des nuages froids de CO et de CO2 notés : CO and CO2 clouds. Nous rencontrons une multitude de petits points glacés en coloris blanc et bleuté car nous nous continuons à nous éloigner de l’étoile.

La planète HR8799b encore plus lointaine par rapport à son étoile, l’orbite en environ 465 ans et se situe à près de 70 ua : sa masse est estimée entre 5 et 7 Mjup.

Nous arrivons en bas de l’oeuvre devant HR8799b, représentée à gauche et à droite, avec ses nuages de gaz ocres et bleutés qui parcourent sa surface. Nous sommes à environ 70 ua de l’étoile, comme indiqué dans l’anneau sombre en bas de l’oeuvre parmi les petits points glacés qui tournoient entre les deux représentations de la planète. Nous croisons dans cet anneau de gauche à droite : CO2, CH2, NH3…

Christian Marois : Direct Imaging of Multiple Planets Orbiting the Star HR8799 :

Des données sur plusieurs périodes montrent un mouvement orbital dans le sens inverse des aiguilles d’une montre pour les trois planètes imagées. La faible luminosité des planètes et l’âge estimé du système, permettent de déduire des masses planétaires comprises entre 5 et 13 fois celle de Jupiter.

A côté de chaque planète et de leur période de révolution, le mouvement orbital, observé dans le sens inverse des aiguilles d’une montre, est symbolisé par les flèches jaunes.

Ce système ressemble à une version agrandie de la partie externe de notre Système Solaire.

Au cours de la dernière décennie, plusieurs techniques de détection de planètes – vitesses radiales précises, transits et microlentilles – ont été utilisées pour la détection d’une population diverse d’exoplanètes. Mais la sensibilité des instruments diminue rapidement au delà d’environ 5 UA. La seule technique actuellement fiable afin de détecter des planètes ayant des demi-grands axes supérieurs à 5 ua dans un laps de temps raisonnable est l’imagerie infrarouge des jeunes étoiles proches. Les étoiles de classe A peuvent conserver des disques plus massifs et plus étendus, et former ainsi des planètes géantes à de plus grandes séparations, rendant ces planètes plus faciles à détecter.

HR8799 est la seule étoile connue classée simultanément comme de type Doradus (variable), λ Bootis (étoile de type I-A pauvre en métaux) ainsi que de type Véga (excès d’émission dans l’infrarouge lointain de poussière circumstellaire). Les étoiles de type λ Boo sont généralement jeunes (âgées d’environ 100 millions d’années ou un peu plus), les étoiles de type у Dor sont également classées parmi les jeunes étoiles.

p 4 : En utilisant IRAS (Infrared Astronomical Satellite) et ISO (Infrared Space Observatory) les observations photométriques indiquent un disque principal de poussière à une température de 50 K° qui serait situé à environ 75 unités astronomiques. Cela placerait la poussière juste à l’extérieur de l’orbite du compagnon le plus éloigné.

p 7 : Analyse astrométrique :

Le mouvement orbital de HR8799, dans le sens anti-horaire, est observé presque perpendiculaire à la ligne reliant la planète à l’étoile, suggérant que le système est vu presque d’un pôle et que l’orbite n’est pas très excentrique.

Si nous supposons un demi-grand axe de 68 ua, une orbite circulaire, une vue à partir des pôles et une masse stellaire égale à 1,5 masse Solaire, la période et le mouvement de HR8799 b correspondent à environ 450 ans et à 0,93 ua/an (24 mas/an) respectivement, ceci est cohérent avec nos mesures.

HR8799c orbite également dans le sens inverse des aiguilles d’une montre. Son demi-grand axe est de 38 ua, sa période orbitale est d’environ 190 ans et son mouvement orbital est estimé à 1,25 ua/an (32 mas/an), également vu perpendiculaire à la ligne connectant la planète à l’étoile.

HR8799d a été détectée en juillet 2008. Les deux mois de mesures du mouvement propre de HR 8799d ont suffis à confirmer que la planète est bien reliée à l’étoile, les données sont également cohérentes avec un mouvement orbital dans le sens anti-horaire de 1,65 ua/an. Son demi-grand axe est de 24 ua, sa période orbitale est de 100 ans, et son mouvement orbital est de 1,57 ua/an (40 mas/an).

p 8 : HR8799b c d : Analyse photométrique :

Les trois compagnons planétaires brillent faiblement et ont des couleurs proches de l’infrarouge qui sont comparables à celles d’objets de masse sous-stellaire avec des températures effectives basses. Ces objets sont connus comme étant suffisamment froids pour avoir des nuages de poussière dans leurs atmosphères.

Sur l’oeuvre, ces petits nuages de poussière évoluent, libres, autour des planètes, ils sont symbolisés en coloris ocre et bleuté.

Deux naines brunes flottant librement dans Les Pléiades, avec des couleurs et une magnitude absolue en bande K comparables à HR8799c et d, sont compatibles avec une masse d’environ 11 masses/Jupiter, à partir de modèles évolutifs. Si HR8799 est, comme c’est probable, plus jeune que Les Pléiades, les compagnons planétaires HR8799c et d pourraient être encore moins massifs. HR8799b brille plus faiblement que tous les membres sous-stellaires connus des Pléiades et se situe donc en dessous de 11 masses/Jupiter.

Nous utilisons PHOENIX un code pour modèle d’atmosphère afin d’observer la photométrie de chaque compagnon.

p 9 : Les masses déduites des luminosités, du refroidissement des atmosphères planétaires et du meilleur âge estimé pour les planètes b, c, d sont respectivement de 7, 10 et 10 Mjup.

p 10 : La masse stellaire de HR8799 est plus grande que celle du Soleil.
Le disque de débris exceptionnellement poussiéreux autour de HR8799 peut indiquer que le disque protoplanétaire était massif et avait une densité de surface élevée, facteurs favorisant la formation de planètes. Dans un scénario alternatif, les planètes géantes du système HR8799 pourraient s’être formées rapidement à partir d’une instabilité gravitationnelle dans le disque primaire.

p 10 et 11 : Avec le modèle de stratification des nuages, PHOENIX est capable de produire des spectres confirmant la photométrie observée et les propriétés globales (température effective, rayon et gravité) prédites par l’observation des traces de refroidissement.

Voici une autre publication :

An Exact, Generalized Laplace Resonance in the HR8799 Planetary System : Krzysztof Gozdziewski and Cesary Migaszewski :

Les scientifiques ont calculé des familles avec des orbites périodiques (POs) pour les quatre corps de ce système planétaire et ont comparé les résultats avec ceux des lunes de Jupiter.

En raison de la résonance 8:4:2:1, la MMR (Main Motion Resonance), chaîne de résonance dans le système HR8799, généralise la Résonance de Laplace, il y a un lien assez évident de ce modèle de résonance antérieur avec des PO interprétées comme le centre MMR.

Dans nos simulations numériques, trois ou quatre planètes en chaîne de résonance Laplace ou MMR apparaissent naturellement, dans de larges gammes d’échelles de temps de migration et de masses planétaires. La migration conduit rapidement les planètes à des systèmes stables à long terme.

Voyons sur l’oeuvre : la chaîne de résonance est symbolisée par les flèches jaunes reliant les trois planètes extérieures, elle est notée : résonance 1:2:4 à droite et à gauche vers le bas de la toile.

La Résonance 1:2:4 : pendant que HR8799b, la planète la plus éloignée de l’étoile et représentée en bas de l’oeuvre à gauche et à droite, fait un tour complet en environ 465 ans, la planète HR8799c fait deux révolutions autour de l’étoile, il lui faut environ 190 ans pour effectuer un tour ; la planète HR8799d, encore plus proche de l’étoile, fait un tour en 100 ans et effectue donc quatre révolutions pendant que HR8799b n’en fera qu’une seule.

Les planètes sont donc considérées comme proches d’une résonance stable.

Dans certaines publications, comme celle de Krzysztof Gozdziewski et Cesary Migaszewski, les scientifiques évoquent une chaîne MMR 1:2:4:8, incluant la planète HR8799e, la plus proche de l’étoile, qui boucle son orbite en 45 ans et qui ferait donc 8 révolutions autour de l’étoile pendant que HR8799b n’en ferait qu’une seule.

An Exact, Generalized Laplace Resonance in the HR8799 Planetary System : Krzysztof Gozdiziewski and Cesary Migaszewski :

p 4 à 6 : Une structure du disque de débris en résonance :

Les chercheurs ont proposé une structure du disque pouvant présenter l’empreinte d’une cinquième planète non encore découverte au delà de HR8799b.

p 4 et 5 : Read et al. (2018) ont proposé qu’une planète supplémentaire, HR8799f, à 138 ua pourrait correspondre au bord de la ceinture extérieure et expliquer les observations d’ALMA. Un peu plus tard Wilner et al (2018) ont détecté le bord intérieur du disque de débris à 104 ua, le disque s’étendant jusqu’à environ 500 ua. Ils ont également calculé la masse de la planète extérieure à environ 6 Mjup. Il est remarquable de constater que cette valeur est la mieux adaptée à notre modèle. Geiler et al. ont proposé un modèle à deux populations comprenant une structure de type Ceinture de Kuiper constituée de planétésimaux à faible excentricité et un disque dispersé composé d’une population de comètes à forte excentricité.
p 6 : Si le système HR8799 est effectivement représenté par PO ou une configuration proche de la résonance stable, alors il serait possible de déterminer les masses des planètes en se basant uniquement sur l’astrométrie relative. Cela pourrait être un banc d’essai pour la théorie du refroidissement des planètes massives de type système HR8799.
Par conséquent, la Période Orbitale (PO) des planètes HR8799 pourrait être la condition frontière et une empreinte de la migration du système, éclairant davantage son origine incertaine.

Les atmosphères planétaires :

Exoplanètes : des géantes gazeuses à la composition surprenante – futura-sciences actualités astronomie : les données spectrales obtenues dans l’infrarouge proche, alors que l’on pensait à des compositions chimiques plutôt similaires, présentent entre les planètes des différences difficilement explicables :
– HR8799b contient de l’ammoniac NH3, de l’acétylène C2H2 ainsi que du CO2.
– HR8799c contient de l’ammoniac, un peu d’acétylène C2H2, mais ni CO2 , ni une quantité importante de méthane.
– HR8799d contient de l’acétylène, du méthane et du CO2, mais l’ammoniac n’est pas encore détecté de façon convaincante.
– HR8799e contient du méthane et de l’acétylène, mais pas d’ammoniac ou de CO2.

L’ammoniac et le méthane devraient naturellement coexister, les spectres des exoplanètes autour de HR8799 montrent qu’elles sont toutes à des températures que l’on peut considérer comme « tièdes », d’environ 1000 Kelvins.

Simultaneous Detection of Water, Methane and Carbon Monoxyde in the Atmosphere of Exoplanet HR 8799b :
Spectral features accross the K band :

p 1 : Des raies d’absorption d’eau, de méthane et de monoxyde de carbone ont été détectées dans l’atmosphère de l’exoplanète HR8799b. La majorité des raies sont produites par le CO et H2O, mais plusieurs raies proviennent également de CH4. Les abondance du méthane sont connues pour être sensibles au mélange vertical et indiquer un coefficient de la diffusion de Eddy.

Alors que ces planètes initialement chaudes se sont progressivement refroidies, leurs atmosphères ont connu différents niveaux de mélange vertical et de condensation. La composition atmosphérique peut davantage avoir été modifiée par une accrétion continue de corps solides ou le mélange avec un noyau profond riche en métaux.

p 2 : De nouvelles observations de HR8799 ont fournis dans une couverture de longueur d’onde, une résolution spectrale et un rapport signal/bruit comparables à ceux d’observations similaires de HR8799c qui ont révélé des caractéristiques individuellement résolues d’absorption d’eau et de monoxyde de carbone.

p 3 : Les spectres de exoplanètes HR8799b et c présentent des caractéristiques d’absorption similaires, principalement aux longueurs d’onde de H2O. Avec une forte absorption d’eau et additionnellement de CH4 dans cette gamme de longueur d’onde, trois régions d’absorption du CH4 sont visuellement identifiables pour HR8799b.

p 3 et 4 : Aucune de ces caractéristiques ne sont présentes dans le spectre de HR8799c, de nombreuses raies plus faibles de CH4 se chevauchent avec celles de H2O et de CO, rendant leur identification visuelle difficile.
Un pic est trouvé, comme dans le cas de HR8799c, pour H2O, indiquant que cette molécule contribue à la plupart des raies spectrales. Nous en déduisons que l’eau est la source d’opacité moléculaire dominante dans cette gamme de longueurs d’onde, ce qui est confirmé ici par l’analyse de cross-corrélation.

p 5 : la preuve de l’extinction du CO et du CH4 dans les atmosphères des planètes HR8799 a été d’autre part établie.

p 7 : Estimation de Kzz :
Le mélange vertical est souvent caractérisé par le coefficient de la « diffusion de eddy » ou « Kzz » où l’échelle de temps du mélange vertical au dessus de la zone de convection, correspond à : Leff/Kzz.
En dessous du point dans l’atmosphère où les échelles de temps de mélange sont plus courtes que les échelles de temps des réactions chimiques, l’atmosphère se trouvera en équilibre chimique.
Cependant les réactions régissant le CO et le CH4 ont une ou plusieurs étapes limitant le taux, qui se traduisent par de longues échelles de temps chimiques, augmentant rapidement avec la diminution de la densité.
Pour de possibles valeurs de Kzz, les fractions photosphériques molaires de CO et de CH4, ainsi que d’autres comme N2, NH3 et CO2, peuvent ne plus dépendre des conditions de la photosphère, mais plutôt des conditions plus profondes dans l’atmosphère où les échelles de temps de la chimie et du mélange deviennent comparables.

p 8 : La photosphère de HR8799b n’est pas en équilibre chimique, avec une forte absorption dans l’atmosphère à la fois par CO et H2O. Toutefois les jeunes planètes, encore chaudes par leur formation récente, ont des atmosphères suffisamment froides pour permettre la formation de solides et de liquides, y compris les grains de silicate tels que MgSiO3, Mg2SiO4.

Sur l’oeuvre tout en bas à droite et à gauche, ces réactions sont symbolisées autour de la planète HR8799b ; entre les deux représentations de la planète HR8799b évoluant sur son orbite à environ 70 ua de l’étoile, apparaissent d’autres éléments chimiques tels SiO2, CH2, NH2, NH3 etc…

Accompagnant les formules chimiques, évoluent des petits grains de glace en coloris blanc et bleuté ainsi que des silicates en coloris ocre clair : tout ce petit monde tourbillonne loin de l’étoile dans un milieu très froid.

Remontons lentement à partir de l’orbite de la planète HR8799b, nous traversons des nuages de CO et de CO2 glacés et nous arrivons devant la planète HR8799c à environ 40 ua de l’étoile dans un univers encore bien froid. Des nuages de comètes en milliers de petits points blancs et bleutés s’élèvent, attirés par la gravité de l’étoile qu’ils vont contourner. La danse des petits morceaux de glace continue, à laquelle se mêlent quelques silicates en petits points ocres.

Continuons à remonter, nous voici maintenant dans l’emplacement en coloris sombre où orbite la planète HR8799d à environ 24 ua de l’étoile. La planète est entourée de petits nuages de gaz et de poussière en coloris bleuté et ocre, et certainement elle aussi reçoit de nombreux éléments chimiques qui retombent en pluie dans son atmosphère.

On aperçoit autour d’elle H2O, CO et C2H2 sur la représentation de gauche, du CO2 et H2O autour de celle figurant au milieu juste sous l’étoile ; et sur la représentation à droite, HR8799d avec sa masse estimée à environ 9,1 Mjup. apparaît à nouveau environnée de petits nuages de CO et H2O, un peu de CH4.

La danse des comètes continue, elle se rapproche de l’étoile. Nous voici maintenant tout près de cette dernière, dans l’anneau en coloris marron, à 14,5 ua, où évolue la planète HR8799e avec sa masse d’environ 7,5 Mjup.

Tout autour de la planète encore chaude, retombent en petits grains gris des pluies de fer et de silicates. Et rêvons un peu grâce aux découvertes des astrophysiciens décrites en page 2 « des rayons de lumière chaude tourbillonnant au travers de zones orageuses constituées de nuages sombres. Des mouvements convectifs enserrent les nuages de particules de silicates et de fer, qui se disloquent et s’infiltrent en surface, sous la forme de pluies. » explique Sylvestre Lacour dans un communiqué de l’ESO.

Nous nous approchons de l’étoile dans le disque chaud en coloris ocre roux et marron, on aperçoit du fer « Fe », du silicium « Si » ainsi que CO et H+. Les nuées de comètes s’apprêtent à contourner l’étoile, et elle transportent au loin leurs petits grains glacés blancs et bleutés, pendant que HR8799e continue sa révolution en 45 ans autour de son étoile, dans une ronde imperturbable.

Nous terminons cette promenade à travers ce système planétaire en nous arrêtant quelques instants devant la planète HR8799e et en rêvant aux énormes tempêtes engagées dans son atmosphère.

Fin de ce voyage interstellaire et pour nos descendants retour sur notre planète Terre !
A bientôt autour d’une autre étoile !

9 arXiv:1503.03539v1 [astro-ph.EP] 12 Mar 2015
10 https://www.eso.org/public/news/eso1905/