Objectifs du cours : donner une vision d’ensemble de la discipline qui est très dynamique et évolue rapidement. Le cours portera sur (1) les aspects observationnels et détection (2) la physique des populations d’exoplanètes, les processus de formation et d’évolution dynamiques planétaires.
Séance 1: Des planètes aux exoplanètes : aspects historiques, premières découvertes et grands programmes d’observation. • Présentation du Système Solaire et principale caractéristiques. • Les planètes extrasolaires: premières idées pré-socratiques, Giordano Bruno • Difficulté de la détection. • Première détection d’une exoplanète autour d’un pulsar. • Découverte de la première exoplanète autour d’une étoile séquence principale (51 Pégase) • Panorama des missions spatiales: Corot, Kepler, CHEOPS, TESS, PLATO, ARIEL • Panorama des programmes au sol : WASP, TRAPPIST etc. • Présentation rapide de la population d’exoplanètes découvertes.
Séance 2: Détection par vitesses radiales (RV) & Transit 1 • Problème à deux corps. • Détection par spectroscopie, effet doppler • Effets de sélection, biais observationnels • Exemple de détection. • Présentation d’un ou deux instruments (HARPS, HIRES .) • Détection de systèmes planétaires par vitesses radiales. • Principe de la detection par transit. Complémentarité avec les vitesses radiales. • Théorie des courbes de lumière, un exemple issu de Kepler. • Biais : que peut-on détecter ?
Séance 3 : Transits 2 + Imagerie directe • Transit secondaire : Quelle information ? exemples • Détection de systèmes multiples : Les « transis time variations » (TTV) • exemple : le cas du système TRAPPIST • Spectroscopie et transits : L’effet Rossiter-McLaughlin • Difficulté de l’imagerie directe • Techniques : optique adaptative, masque coronographique, speckles. Stratégie d’observation. • Quelques exemples : HR8799, Beta Pictoris b • Biais • Le futur : JWST, ELT
Séance 4 : Qu’avons-nous appris des populations d’exoplanètes. Physique des planètes 1 • La complémentarité des différentes méthodes. • Les différentes familles de planètes et leur population : géantes de gas, géantes de glace, planètes terrestres, hot jupiter etc… • Relation Masse rayon : ce qu’on comprend, les problèmes. • Physique des exoplanètes : L’équilibre hydrostatique, l’équation d’état pour les planètes terrestres et géantes. Implication relation masse/rayon. • Physique de base de l’atmosphère : le rayon de Hill, le rayon de Bondi. • Effet de la température.
Séance 5: Physique des planètes 2 • L’échappement : échappement hydrodynamique Vs. Jeans. • Effets de marées. Principes de base. • La marée stellaire. La marée planétaire. • Le fameux paramètre « Q » • Évolution dynamique des éléments orbitaux et temps de synchronisation. • Exemples : Cas du système Terre-Lune. Cas des planètes géantes.
Séance 6 : Formation planétaire • Physique du disque protoplanétaire. Structure, taille, température. Le concept de nébuleuse de masse minimum. • Croissance des poussières • Croissance des planétésimaux. La « streaming instability » • Peeble accretion. • Des embryons aux planètes • Croissance des planètes géantes : Hot start Vs. Cold start. • Migration des planètes dans les disques. Calcul du couple de marée entre la planète et le disque. • Une histoire de la formation de notre Système Solaire. • Synthèse de populations planétaire. Les ingrédients de base. Les limitations. • Succès et échecs de la synthèse de population planétaire.
