Atmosphères exoplanétaires, Échappement atmosphérique, Irradiation et vent stellaire, Photochimie, Photoéléctrons, Simulations hydrodynamiques

La première détection d'une exoplanète en 1995 a permis d'entrer dans une nouvelle ère de l'astrophysique. Depuis, environ 5700 exoplanètes ont été découvertes, révélant une grande variété de types planétaires. Les exoplanètes ont des caractéristiques de taille de masse qui couvrent un large éventail de compositions possibles, y compris celles de corps rocheux (comme Mercure, Vénus, Terre, Mars) et celles de corps dominés par le gaz (comme Jupiter, Saturne, Uranus, Neptune), mais qui également peut inclure des compositions qui n'existent pas dans le système solaire (par exemple, des mondes aquatiques ou de magmas). En 2002, notre communauté a observé la première atmosphère exoplanétaire une découverte qui était suivie de la première détection d'une émission atmosphérique quelques années plus tard. Depuis, plusieurs techniques ont été élaborées afin de caractériser leurs atmosphères. Certaines planètes subissent un environnement interstellaire intense, ce qui entraîne une perte partielle ou totale de leur atmosphère. La photoionisation est l'un des principaux mécanismes qui régissent cette perte. L'énergie des électrons primaires résultants de la photoionisation et de la fraction d'ionisation locale joue un rôle clé dans le dépôt de chaleur provenant de la radiation stellaire. Pour cette raison, les spectres stellaires XUV influencent considérablement la photoionisation et le chauffage atmosphérique, ce qui modifie le taux de perte de masse planétaire. L'interaction entre le flux XUV et le vent stellaire affecte l'atmosphère des planètes, entraînant des changements chimiques et une stabilité à long terme altérée. Ces interactions ont un impact direct sur l'architecture du système et les observations en spectroscopie. Différents paramètres, tels que la masse planétaire, le spectre stellaire, la géométrie et l'ionisation secondaire, influencent la perte de masse atmosphérique et ses conséquences sur les observables Lyman-alpha Par exemple, la ligne Lyman-alpha a été détectée en transit pour un certain nombre d'exoplanètes. Dans la communauté, des simulations numériques sont utilisées pour étudier l'évaporation hydrodynamique des planètes proches de leur étoile et comprendre les mécanismes d'échappement atmosphérique. Étant donné que les atmosphères jouent un rôle protecteur qui aide une planète à rester habitable, la compréhension de la perte d'atmosphère dans l'espace est essentielle dans les recherches sur l'habitabilité. De nombreuses études ont été réalisées récemment pour comprendre les interactions dans les systèmes exoplanétaires, elles sont importantes pour comprendre l'évolution des systèmes stellaires et les conditions de leur formation. Cette thèse se propose d'étudier une partie de ces paramètres via un modèle auto-cohérent qui prend en compte cette ionisation secondaire, afin d'évaluer son impact sur les taux de perte de masse sur une variété de systèmes exoplanétaires. Ce modèle a aussi pour but de donner une vue plus détaillée des processus responsable de l'échappement hydrodynamique. Le travail présenté ici décrit des simulations hydrodynamiques d'échappement avec des atmosphères faites d'hydrogène, protons et électrons. Nos simulations explorent un éventail de masse planétaire et de spectres stellaires XUV. Nos résultats montrent que l'ionisation secondaire dû aux photoélectrons formés par les électrons primaires joue un rôle significatif dans la perte de masse planétaire. Le taux de perte de masse diminue de façon significative pour les exoplanètes les moins massives orbitant autour d'étoiles semblables au Soleil, mais aussi pour celles orbitant une étoile de type M. Nous constatons globalement que les photoélectrons ont un impact potentiellement important sur la théorie de l'évolution planétaire. Il est donc nécessaire d'inclure le rôle des photoélectrons dans les futures modélisations de ces processus. Nous proposons une paramétrisation simple, mais précise pour les atmosphères d'hydrogène atomique.