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La formation des planètes
Sébastien CharnozUniversité Paris 7 & CEA Saclay
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Quand on descend les échelles de tailles on remarque que les structurent se complexifient
Les grandes structures engendrent des structuresplus petites et plus complexes
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Comprendre l’origine des planètes
Comprendre comment se créent les planètes à partir :
Des Etoiles
Du Gaz et poussières interstellaires
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1. Les contraintes (observations, données etc..)
2. Les premières théories modernes
3. Le modèle actuel : principes
4. Les autres systèmes solaires
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Pas de détection directe
1. Les observations
Qu’est ce qu’un système Solaire ?
Une étoile entourée d’une ou plusieurs planètes.
Combien en connaît-on ? 1 très bien :
Notre Système – Solaire12 systèmes de
planètes-extrasolaires :Epsilon Andromède, 47 UMA, …
+En tout 105 exoplanètes
autour de 91 étoiles
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Composants de notre Sytème-Solaire :
1 étoile centrale : Le Soleil
Un cortège de 9 planètes
Deux ceintures d’astéroïdes :1 interne et 1 externe (Kuiper)
Des comètes très à l’extérieur
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Portrait de famille du Système Solaire.
Des planètes et une ceinture d’astéroïde interne
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Plus à l’extérieur :
Une 2ème ceinture
dite de « Kuiper »
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Encore plus loin : le nuage d’Oort : lieu de résidence des comètes (à longue période)
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Pour les planètes : grands faits à expliquer
1. Une différenciation chimique interne/externe
Planètes internes (< 3 UA) petites et faites de roches et de métaux
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2. Planètes externes (> 5 UA) géantes et composées de gaz
15 à 300 x la massede la terre
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Les petits corps (10 à 500 km) sont répartis :
1. Dans la ceinture d’astéroïde (3 UA)2. Dans la ceinture de Kuiper (40 UA)3. Dans le nuage d’Oort (comètes) (104 UA)
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Les planètes ne vivent pas n’importe où : dans le plan écliptique
Venus
Terre
Mars
Jupiter UranusNeptune
Pluton
Ceinture Astéroïdes
Ceinture de Kuiper
Mercure
Saturne
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La Masse et le Moment CinétiqueNe sont pas répartis également
Dans le Système-Solaire
SOLEIL
PLANETES
MASSE
99 %
1%
Moment Cinétiqur
1%
99%
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1. Les premières théories modernes
2 Familles de théories
Les théories unitairesLe soleil et les planètes
Sont issus du même environnement
Les théories « Catastrophiques »
Le soleil a engendré les planètesà l’issue d’un phénomène catastrophique
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Théorie unitaire : Nébuleuse primitive de KANT-LAPLACE :Effondrement d’une nébuleuse primordiale faite de
gaz et de poussières.
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AVANTAGE :
Toutes les planètes se formentDans le même plan Explique à la fois :
Origine du Soleil et des Planètes. PROBLEME : Répartition de la quantité de rotation :
Le soleil tournerait trop vite sur lui
même. ~
Trop de rotation dans les planètes et pas assez dans le Soleil
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Théorie Catastrophique
Buffon, Jeans, Jeffreys
Une étoile proche a arraché de la matièreAu Soleil
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Condensation des planètes dans le filament
AVANTAGE : Pas de pb. de quantité de Rotation
(remis en question + tard)
Les planètes les + grandes sont au milieu
Les planètes sont dans le même Plan PROBLEME :
Evénement TRES rareFilament trop chaud : pas de condensation possible
On sait que La Terre s’est formée dans un milieu FROID
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ET ALORS ? Observations récentes :
Les jeunes étoiles sont entourées d’un disque de gaz
et de poussières
Théorie récente :
En 1967 E . Schatzman trouve un mécanisme pour diminuer la rotation du Soleil. D’autres mécanismes
depuis
(Transfert de moment cinétique par vents solaires et couplage magnétique avec le disque)
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Nébuleuse de Kant – Laplace
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Disques autour d’étoiles Jeunes
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![Page 24: La formation des planètes Sébastien Charnoz Université Paris 7 & CEA Saclay](https://reader036.vdocuments.site/reader036/viewer/2022062622/551d9da0497959293b8ce7b3/html5/thumbnails/24.jpg)
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TRIFID
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3. Le Modèle Actuel
1. Un groupe d’étoiles se forment au sein d’une nébuleuse en effondrement
2. Les étoiles s’entourent d’un cocon de gaz
3. Les étoiles subissent des rencontres proches et parfois se dispersent
Simulation numérique de la formation d’étoiles
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Simulationhydrodynamique 3Dde formation d’étoilesen amas.
Point de départ: unesphère de gaz
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Un disque de gaz et de
poussièresentourant une
étoile en formation
Etat Initial :
MASSE DISQUE = 1% MASSE ETOILE
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![Page 33: La formation des planètes Sébastien Charnoz Université Paris 7 & CEA Saclay](https://reader036.vdocuments.site/reader036/viewer/2022062622/551d9da0497959293b8ce7b3/html5/thumbnails/33.jpg)
DISQUE : 99 % GAZ ( HYDROGENE)
1 % GRAINS
TAILLE DES GRAINS : 1 micron
Les grains vont grandir et donneront les planètes d’aujourd’hui.
gaz + poussières
gaz + poussières
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![Page 35: La formation des planètes Sébastien Charnoz Université Paris 7 & CEA Saclay](https://reader036.vdocuments.site/reader036/viewer/2022062622/551d9da0497959293b8ce7b3/html5/thumbnails/35.jpg)
Structure du disque de gaz
5.1rgÀ 1 UA :T~ 700 K, P~ 1 Pa ~ 10-7 kg/m3Cs~2000 m/s
Hydrogène moléculaire
Vitesse de rotation du disque:
3*)(
rGMrk
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Accélération de gravité à la distance R F=GM*/R2 = R k
2
Épaisseur du disque
HAccélération verticale ~ k
2 H
Energie potentielle Ep=1/2 k2 H2
Energie cinétique Ec=1/2 Cs2
Ecinétique =Epotentielle => H~ Cs/k
Noter que H r1.5 si Cs=cstÀ 1 AU : H~ 1010 m ~ 0.1 R A 5 AU : H ~ 10-4 R => H << R dans le disque
DYNAMIQUE DU GAZ
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A quelle vitesse tourne le gaz (g) ?
Acentrifuge : Rg2
Agravité= Rk2
dRdPApression
1
La pression diminue l’intensité du champ de gravité !!
dRdP
ρR1Ω Ω 2
k2g ( !!! dP/dR < 0 !!!)
Mouvement subkeplérien. Or P~Cs2 et d/dr~-1.5 /r
=> (g2 - k
2)/ k2 ~ (-Cs
2/r2)/ g2 = (H/r)2 << 1
~ 0,01 à 1 UA ……… légérement sous képlérien….
DYNAMIQUE DU GAZ
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En définitif k= g(1-) avec ~ 5 10-3
Cette vitesse sous képlérienne du gaz va avoir pour conséquence de faire migrer les particules vers l’étoile…
DYNAMIQUE DU GAZ
![Page 39: La formation des planètes Sébastien Charnoz Université Paris 7 & CEA Saclay](https://reader036.vdocuments.site/reader036/viewer/2022062622/551d9da0497959293b8ce7b3/html5/thumbnails/39.jpg)
Les petits grains tombent vers le centre du disque de gaz
![Page 40: La formation des planètes Sébastien Charnoz Université Paris 7 & CEA Saclay](https://reader036.vdocuments.site/reader036/viewer/2022062622/551d9da0497959293b8ce7b3/html5/thumbnails/40.jpg)
PENDANT LA CHUTE :
Les plus gros flocons rattrapent les plus petits et les absorbent
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Agrégats en flocons
CROISSANCE DES GRAINS :Collisions mutuelles entre les grains
+ collage + réactions chimiques
TAILLE DES GRAINS : 1 centimètre
Comment continuer à grandir ?
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FORCE DE FROTTEMENT SUR LES GRAINS
Les grains frottent contrent le gaz et chutent dans le plan équatorial
Ils sont soumis à la force de frottement d’Epstein (taille des grains << libre parcours moyen des molécules)
erV avec VVCrF ggazgazsf
2
On peut définir un temps de mise à l’équilibre des grains :
mVCr
vm
Cr
dtdv PFD
gazss 22
1/e
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r Cr
ms
e
2
Pour une particle avec r=10-6 m faite de roche on obtient e~ 10 s !! Et si R=30 cm on a e~ 50 ans(=densité du gaz)Les grains sont donc très rapidement couplés au gaz .
2 effets :
Sédimentation
Chute des grains vers l’étoile
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SEDIMENTATION DES GRAINS
m
Fg=kz m
Ff=1/eVz PFD => 012
2
zt
dzdt
zdk
ez=z1e-t/e+z2e-t/s
Temps de couplage
Temps de sédimentation
psk
sgs
rC
2
=105 ans à 1 UA
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Mais en fait ce temps est beaucoup plus court car pendantleur chute les grains grandissent ( rp augmente)
En effet, les collisions entre grains font grandir la taille desgrains …. A quelle vitesse ??
dt V r dm rel2p
L=Vrel x dt
Masse accumulée en un temps dt
CROISSANCE DES GRAINS
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V r dtdm
rel2pDensité de solide= gaz
Section efficace
Vrel ~Vitesse d’agitation moléculaireSi équilibre avec le gaz H2
1/2mVrel2~/2mmoleculeCs
2
Vrel~ Cs/(m/mh2)1/2
De plus m=4/3sr3 => dm/dt= 4 s r2dr/dt
CROISSANCE DES GRAINS
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d’où :
AC
dtdr s
s
g
Avec A~ masse molaire/masse hydrogène
On trouve dr/dt ~ 0.1 à 1 cm par an !!
Le temps de sédimentation est réduit
On atteint des tailles de l’ordre du cm au m
CROISSANCE DES GRAINS
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MIGRATION DES GRAINS
Les grains frottent contre le gaz => ils perdent de l’énergie=> Ils migrent
A quelle vitesse ?
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On se place dans le référentiel cylindrique
re
kr
rr Vr
rV
rVV
tV
12
0 en régimestationnaire
<< Vphi2/R
Comme le grains s’équilibre vite avec le gaz V~gr
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Il reste donc : Vr~r(g2- k
2)e
Vr < 0 : migration vers l’étoile
Vr r : plus la particule est grosse plus la migration est rapide
Vr ~ 10-4 m/s pour une particule micrométrique…
En fait pour les GROSSES (> m) particules, la force de frottement change de forme et les très grosses particules ne Ressentent plus le gaz. Les particules les plus sensiblessont de l’ordre du mètre
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Pour les grosses particules (D> l.p.m.) la force defrottement est celle de STOCKES
22 )(2.0 gazpf VVrF
Temps de chute : Rp=1 m T=100 ansRp=10 m T=10 ans
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Les particules de 1m chutent sur l’étoile en moins de 100 ANS
Un des plus gros problème de la théorie de la formationdes planètes !!
Il faut grandir du CM au KM en un temps très court… nécessité d’un mécanisme efficace !
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Le mince disque de gros grains devient INSTABLE (?)
en raison de la gravité des grains (?)
+ Tourbillons (?)
Processus de collage TRES efficace« super-grains » de 10 km : PLANETESIMAUX
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FORMATION DES PLANETESIMAUX
Quel mécanisme peut agir en moins de 100 ans ?
=> Idée de l’instabilité gravitationnelle … mais qq problèmes
Il existe une densité critique au delà de laquellel’instabilité gravitationelle s’installe :
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4Gcr = ( + cs/H)2
Energie grav. Energie cinétique d’agitation
Qd Egrav > Eagitationalors l’instabilité s’installe
Pour > cr une perturbation initiale de la taille de l’ordre de
s’effondre avec une échelle de temps de l’ordre de l’inverse de la fréquence de Jeans, qui représente à peu près une période orbitale Le disque de grains se fragmente en morceaux de masse
mpl = H3 cr .
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Pour les planètes géantes : cr = 2 10-9 g/cm3 H = 1010 cm
m = 1021 g D =100 km, = 1 g/cm3 . Dans la région des planètes telluriques
H : comparable :100 fois plus grande corps de 5 km
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CEPENDANT
De nombreux travaux semblent montrer que l’instabiliténe peut s’installer car le gaz est turbulent (Cs est grand).
Pour l’instant la question est entière.
MAIS ces travaux montrent que la coagulation en turbulenceSemble aussi produire des corps kilométriques….
Question ouverte
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PLANETESIMAUX
![Page 59: La formation des planètes Sébastien Charnoz Université Paris 7 & CEA Saclay](https://reader036.vdocuments.site/reader036/viewer/2022062622/551d9da0497959293b8ce7b3/html5/thumbnails/59.jpg)
Un disque de planétésimaux
109 corps ~ 10 km de diamètre
Croissance par collisions mutuelles
![Page 60: La formation des planètes Sébastien Charnoz Université Paris 7 & CEA Saclay](https://reader036.vdocuments.site/reader036/viewer/2022062622/551d9da0497959293b8ce7b3/html5/thumbnails/60.jpg)
ECOLE SOVIETIQUE : Safronov Croissance ordonnée des corps
Problémes: Croissance trop lente , 100 millions A. Une multitude de petites planètes
![Page 61: La formation des planètes Sébastien Charnoz Université Paris 7 & CEA Saclay](https://reader036.vdocuments.site/reader036/viewer/2022062622/551d9da0497959293b8ce7b3/html5/thumbnails/61.jpg)
ECOLE AMERICAINE : Greenberg , Weidenschilling, Wetherill …
Croissance par effet “Boule de Neige”“Les plus gros grandissent les plus vite”
Mécanisme TRES rapide : 100,000 ans
![Page 62: La formation des planètes Sébastien Charnoz Université Paris 7 & CEA Saclay](https://reader036.vdocuments.site/reader036/viewer/2022062622/551d9da0497959293b8ce7b3/html5/thumbnails/62.jpg)
1 2
3
L’effet « Boule de Neige »
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Une simulation Numérique
Apparition de protoplanètes (taille lunaire à martienne)
![Page 64: La formation des planètes Sébastien Charnoz Université Paris 7 & CEA Saclay](https://reader036.vdocuments.site/reader036/viewer/2022062622/551d9da0497959293b8ce7b3/html5/thumbnails/64.jpg)
PHYSIQUE DE L’EFFET BOULE DE NEIGE
Deux corps s’accrétent si leur vitesse d’impactest < vitesse de libération
RGMVimpact
2
Donc plus les vitesses de rencontre sont faibles, Plus l’accrétion est efficace
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Dans un milieu dominé par des corps de masse M, les vitesses d’agitation sont de l’ordre de la vitesse d’évasionde la masse M
Collisions : diminue VimpactGaz : Diminue Vimpact
Rencontres grav : Augmente V impact
ORLes vitesses de rencontres ne peuvent pas être inférieures à Vevasion (conservation de l’Energie)
Vevasion est la vitesse d’équilibre ~ 10 m/S
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MISE EN EVIDENCE DE l’EFFET BOULE DE NEIGE
Soit une population de corps de masse m2, dans lequel sont plongés un gros corps de masse m1 (m1 > m2)
Le taux d’accrétion de m1 est :
Nb de corps m2 / volumeSection efficace
Vitesse d’impact = Vitesse relative + Vitesse d’évasion
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De même pour les corps m2 :
Alors si on compare les 2 taux d’accrétion :
Si toute la masse reste dans les petits corps, alors 1>> 1 et 2~ 1…… le terme de droite >> 1 : m1 grandit beaucoupplus vite !!
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Exemple de simulationd’accrétion
Embryon planètaire
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Par ce procéssus on crée un population d’embryons de planètes.
À 1 AU : le temps est d’environ 105 ans
MAIS
L’effet boule de neige ne peut continuer indéfiniment
Augmentation des vitessesrelative
Le matériau se vide
CAR
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ARRET DE l’EFFET BOULE DE NEIGE :MASSE D’ISOLATION
Un corps de masse M peut accréter du matériauÀ l’intérieur de ~ 4 rayons de Hill
3/1
*3
MMRR corps
h
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Cela fixe une limite supérieure à la masse que l’on peutaccréter (masse d’isolation) :
(r) r r Mi 4~
distance à l’étoile
4 (Mi/M*)1/3
Densité de surfacedu disque
On résoud, et on trouve M=(16r2 )3/2 / (3 M*)1/2
à 1 au où ~6g/cm2 M=1/30 Mterrestre
![Page 72: La formation des planètes Sébastien Charnoz Université Paris 7 & CEA Saclay](https://reader036.vdocuments.site/reader036/viewer/2022062622/551d9da0497959293b8ce7b3/html5/thumbnails/72.jpg)
Paramétrisation simple :
2
1
3
1
UAua
r M0.3Mi~ Masse d’isolation
2/3
1uar
/ans 10
T5
Temps d’accrétion
Pour la Terre :
~ 0.3M en 105 ans
Pour Jupiter :
~ 30M en 106 ans
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Croissance des planètes géantes gazeuses
Accrétion « Boule de Neige » au milieu du gaz
Accrétion du gaz
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Emballement de l’accrétion d’une enveloppe de gaz
Effondrement rapide sur la planète
RESULTAT :
Un cœur de rocheUne enveloppe de gaz
![Page 75: La formation des planètes Sébastien Charnoz Université Paris 7 & CEA Saclay](https://reader036.vdocuments.site/reader036/viewer/2022062622/551d9da0497959293b8ce7b3/html5/thumbnails/75.jpg)
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L’époque des protoplanètes
Quelques centaines de protoplanètes sont présentes entre 0.5 et 5 UA
Elles se perturbent mutuellement
Elles entrent en collision
Quelques planètes seulement survivent
Phase très étudiée actuellement
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« Late Stage accretion » Que se passe-til ?
Une centaine d’embryons < 5AU Les embryons sont séparés de ~ 10 rayons de Hill
3/1
*3
MMaR corps
h
=> Comment sortir de l’isolement ?
4/32 a M RM embryohembryo
5.12
1/10
aurcmg +saut vers 3 au pour
la glace
Rayon de Hill
Densité dudisque
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Les perturbations gravitationnelles !!
Les embryons se perturbent mutuellement
dv~(2GMembryo/r)1/2 => e ~dv/Vorb
avec Vorb=R(GM* /R3)
E augmente => croisement des orbites
=> Collisions geantes
![Page 79: La formation des planètes Sébastien Charnoz Université Paris 7 & CEA Saclay](https://reader036.vdocuments.site/reader036/viewer/2022062622/551d9da0497959293b8ce7b3/html5/thumbnails/79.jpg)
Raymond et al. 2004, Icarus 168
![Page 80: La formation des planètes Sébastien Charnoz Université Paris 7 & CEA Saclay](https://reader036.vdocuments.site/reader036/viewer/2022062622/551d9da0497959293b8ce7b3/html5/thumbnails/80.jpg)
Alexander & Agnor1998
![Page 81: La formation des planètes Sébastien Charnoz Université Paris 7 & CEA Saclay](https://reader036.vdocuments.site/reader036/viewer/2022062622/551d9da0497959293b8ce7b3/html5/thumbnails/81.jpg)
![Page 82: La formation des planètes Sébastien Charnoz Université Paris 7 & CEA Saclay](https://reader036.vdocuments.site/reader036/viewer/2022062622/551d9da0497959293b8ce7b3/html5/thumbnails/82.jpg)
Temps typique de la phse finale : 108 ans
>> temps de dissipation de la nébuleuse
Environnement pauvre en gaz génération de nombreux débris (disques de débris)
![Page 83: La formation des planètes Sébastien Charnoz Université Paris 7 & CEA Saclay](https://reader036.vdocuments.site/reader036/viewer/2022062622/551d9da0497959293b8ce7b3/html5/thumbnails/83.jpg)
Des planètes trop excentriques
![Page 84: La formation des planètes Sébastien Charnoz Université Paris 7 & CEA Saclay](https://reader036.vdocuments.site/reader036/viewer/2022062622/551d9da0497959293b8ce7b3/html5/thumbnails/84.jpg)
Importance de la friction dynamique ?(non prise en compte dans ces simulations)
Importance de la fragmentation ?
![Page 85: La formation des planètes Sébastien Charnoz Université Paris 7 & CEA Saclay](https://reader036.vdocuments.site/reader036/viewer/2022062622/551d9da0497959293b8ce7b3/html5/thumbnails/85.jpg)
Mais de bien grands mystères demeurent …
Où est passé la masse du système solaire ?=> une question à tiroirs…
Dans certaines régions 99% de la matière a disparue …
![Page 86: La formation des planètes Sébastien Charnoz Université Paris 7 & CEA Saclay](https://reader036.vdocuments.site/reader036/viewer/2022062622/551d9da0497959293b8ce7b3/html5/thumbnails/86.jpg)
Pour la ceinture d’astéroïdes : une réponse
Des travaux récents suggèrent qu’il y avait des Protoplanètes entre Mars et Jupiter
ejection ejection
1
2
3
![Page 87: La formation des planètes Sébastien Charnoz Université Paris 7 & CEA Saclay](https://reader036.vdocuments.site/reader036/viewer/2022062622/551d9da0497959293b8ce7b3/html5/thumbnails/87.jpg)
Mais cela ne marche pas pour la ceinture de Kuiper (les protoplanètes ne peuvent être éjectées….)
Masse de la ceinture aujourd’hui : ~ 0.1 MtMasse de la ceinture initiale : ~ 10-30 Mt !!
Nouvelles idées : migration des planètes géantes… passage d’une étoile proche
![Page 88: La formation des planètes Sébastien Charnoz Université Paris 7 & CEA Saclay](https://reader036.vdocuments.site/reader036/viewer/2022062622/551d9da0497959293b8ce7b3/html5/thumbnails/88.jpg)
La ceinture de Kuiper est tronquée à ~ 48 AU enrésonance avec Neptune
![Page 89: La formation des planètes Sébastien Charnoz Université Paris 7 & CEA Saclay](https://reader036.vdocuments.site/reader036/viewer/2022062622/551d9da0497959293b8ce7b3/html5/thumbnails/89.jpg)
Une explication : la ceinture de Kuiper n’existait pas au début
Elle a été transportée sur place par Neptune qui a migrée vers l’extérieur….
15 AURésonance 2:1
Migration à 30 AU à par éjection de planétésimaux
Résonance 2:1
Bord du disque: ~20 AU
![Page 90: La formation des planètes Sébastien Charnoz Université Paris 7 & CEA Saclay](https://reader036.vdocuments.site/reader036/viewer/2022062622/551d9da0497959293b8ce7b3/html5/thumbnails/90.jpg)
Alors pourquoi le disque était initialement tronqué à 20 AU ?
Solution possible : passage d’une étoile très proche(à mois de 200 AU) après la naissance du disque
Théoriquement possible car les étoiles se forment en groupe
![Page 91: La formation des planètes Sébastien Charnoz Université Paris 7 & CEA Saclay](https://reader036.vdocuments.site/reader036/viewer/2022062622/551d9da0497959293b8ce7b3/html5/thumbnails/91.jpg)
![Page 92: La formation des planètes Sébastien Charnoz Université Paris 7 & CEA Saclay](https://reader036.vdocuments.site/reader036/viewer/2022062622/551d9da0497959293b8ce7b3/html5/thumbnails/92.jpg)
Disques post-planètaires
HD 100546 (~100 parsecs)pré seq. princ. ; ~107 ans , Disque : i~ 50°
![Page 93: La formation des planètes Sébastien Charnoz Université Paris 7 & CEA Saclay](https://reader036.vdocuments.site/reader036/viewer/2022062622/551d9da0497959293b8ce7b3/html5/thumbnails/93.jpg)
Beta-Pictoris (~19 parsecs) : A5, ~108 ans , ZAMS Disque : i~ 0° . Trou central REEL
![Page 94: La formation des planètes Sébastien Charnoz Université Paris 7 & CEA Saclay](https://reader036.vdocuments.site/reader036/viewer/2022062622/551d9da0497959293b8ce7b3/html5/thumbnails/94.jpg)
4. Les autres Systèmes Solaires A l’heure actuelle :Pas d’observation directe de planètes autour d’autres
étoiles 1994 : Incertitude totale sur l’existence d’autres Systèmes-Solaire.
1995, 6 Octobre : Première détection indirecte :Une planète autour de 51 Pégase
…. GRANDE SURPRISE !!
![Page 95: La formation des planètes Sébastien Charnoz Université Paris 7 & CEA Saclay](https://reader036.vdocuments.site/reader036/viewer/2022062622/551d9da0497959293b8ce7b3/html5/thumbnails/95.jpg)
Mercure Vénus TerreSOLEIL
51 PEGASE Tourne en 5 jours autour de l’étoile
Très différent de notre Système-Solaire !
51 Pégase :
Une planète grande comme JUPITERQui est très proche de son Soleil
![Page 96: La formation des planètes Sébastien Charnoz Université Paris 7 & CEA Saclay](https://reader036.vdocuments.site/reader036/viewer/2022062622/551d9da0497959293b8ce7b3/html5/thumbnails/96.jpg)
De nombreuses planètes Découvertes de manière indirecte
Novembre 1999 : Détection d’un transit
![Page 97: La formation des planètes Sébastien Charnoz Université Paris 7 & CEA Saclay](https://reader036.vdocuments.site/reader036/viewer/2022062622/551d9da0497959293b8ce7b3/html5/thumbnails/97.jpg)
Premier transit en 1999
HD 209458 – (150 a.l.)
Vue d’artiste
![Page 98: La formation des planètes Sébastien Charnoz Université Paris 7 & CEA Saclay](https://reader036.vdocuments.site/reader036/viewer/2022062622/551d9da0497959293b8ce7b3/html5/thumbnails/98.jpg)
PREMIER SYSTEME PLANETAIRE
« PLAT » EN 2001 : 47 UMA
![Page 99: La formation des planètes Sébastien Charnoz Université Paris 7 & CEA Saclay](https://reader036.vdocuments.site/reader036/viewer/2022062622/551d9da0497959293b8ce7b3/html5/thumbnails/99.jpg)
•
Un système planétaireAutour de Upsilon Andromède
![Page 100: La formation des planètes Sébastien Charnoz Université Paris 7 & CEA Saclay](https://reader036.vdocuments.site/reader036/viewer/2022062622/551d9da0497959293b8ce7b3/html5/thumbnails/100.jpg)
Comment une planète de type JupiterPeut elle être si proche de son étoile ?
Nouvelles hypothèses :
1. Migration dans la nébuleuse de gaz Simulation numérique
2. Formation sur place :Dans ce cas : « Jupiter Chaud » ~ petite étoile
Q’EST-CE QU’UNE PLANETE ?
![Page 101: La formation des planètes Sébastien Charnoz Université Paris 7 & CEA Saclay](https://reader036.vdocuments.site/reader036/viewer/2022062622/551d9da0497959293b8ce7b3/html5/thumbnails/101.jpg)
En conclusion
Modèle standard semble marcher
On comprend bien la formation des planètes telluriques
Points obscures sur la formation des géantes
gazeuses
Nouvelles planètes extra-solaires
Géantes et « collées » à leur étoile
Migration possible
Il existe sûrement d’autres Terres autour d’autres étoiles…
![Page 102: La formation des planètes Sébastien Charnoz Université Paris 7 & CEA Saclay](https://reader036.vdocuments.site/reader036/viewer/2022062622/551d9da0497959293b8ce7b3/html5/thumbnails/102.jpg)
DARWIN COROT
Attendons ~ 15 ans encore pour les voir
Et 2000 ans pour y aller …
![Page 103: La formation des planètes Sébastien Charnoz Université Paris 7 & CEA Saclay](https://reader036.vdocuments.site/reader036/viewer/2022062622/551d9da0497959293b8ce7b3/html5/thumbnails/103.jpg)
![Page 104: La formation des planètes Sébastien Charnoz Université Paris 7 & CEA Saclay](https://reader036.vdocuments.site/reader036/viewer/2022062622/551d9da0497959293b8ce7b3/html5/thumbnails/104.jpg)
![Page 105: La formation des planètes Sébastien Charnoz Université Paris 7 & CEA Saclay](https://reader036.vdocuments.site/reader036/viewer/2022062622/551d9da0497959293b8ce7b3/html5/thumbnails/105.jpg)
![Page 106: La formation des planètes Sébastien Charnoz Université Paris 7 & CEA Saclay](https://reader036.vdocuments.site/reader036/viewer/2022062622/551d9da0497959293b8ce7b3/html5/thumbnails/106.jpg)
![Page 107: La formation des planètes Sébastien Charnoz Université Paris 7 & CEA Saclay](https://reader036.vdocuments.site/reader036/viewer/2022062622/551d9da0497959293b8ce7b3/html5/thumbnails/107.jpg)
![Page 108: La formation des planètes Sébastien Charnoz Université Paris 7 & CEA Saclay](https://reader036.vdocuments.site/reader036/viewer/2022062622/551d9da0497959293b8ce7b3/html5/thumbnails/108.jpg)
![Page 109: La formation des planètes Sébastien Charnoz Université Paris 7 & CEA Saclay](https://reader036.vdocuments.site/reader036/viewer/2022062622/551d9da0497959293b8ce7b3/html5/thumbnails/109.jpg)
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![Page 111: La formation des planètes Sébastien Charnoz Université Paris 7 & CEA Saclay](https://reader036.vdocuments.site/reader036/viewer/2022062622/551d9da0497959293b8ce7b3/html5/thumbnails/111.jpg)