la formation des planètes : des grains interstellaires aux
TRANSCRIPT
![Page 1: La formation des planètes : des grains interstellaires aux](https://reader036.vdocuments.site/reader036/viewer/2022062502/62aff349bde7f52d90466e0e/html5/thumbnails/1.jpg)
La formation des planètes :
des grains interstellaires aux exoplanètes
Sébastien CHARNOZ
Laboratoire AIM
(Université Paris Diderot / CEA)
![Page 2: La formation des planètes : des grains interstellaires aux](https://reader036.vdocuments.site/reader036/viewer/2022062502/62aff349bde7f52d90466e0e/html5/thumbnails/2.jpg)
Préambules… La théorie de formation planétaire est une
théorie jeune et en plein développement, (bien moins mature que celle du Big-Bang , par exemple) (Safronov : 60’s, Greenberg, Wetherill, Weidenschilling : 80-90’s, et… la foule depuis 1995)
Une théorie multi-disciplinaire
qui fait appel à tous les domaines de la physique (hydrodynamique, Gravité, chimie minérale et organique, physique des surfaces, géologie, expériences de laboratoire, datation radio-active, transfert-radiatif, physique de la fracturation etc…, photo-chimie)
L’objet de l’étude ne cesse de se transformer, de changer
de nature
Multiplicité des outils
Multiplicité des objets
![Page 3: La formation des planètes : des grains interstellaires aux](https://reader036.vdocuments.site/reader036/viewer/2022062502/62aff349bde7f52d90466e0e/html5/thumbnails/3.jpg)
1. Diversité des planètes et exoplanètes
2. Quelques notions de physique
3. Les grandes étapes de la formation planétaires
La physique du disque protoplanétaire
des grains aux planètes
3. Notre Système Solaire
![Page 4: La formation des planètes : des grains interstellaires aux](https://reader036.vdocuments.site/reader036/viewer/2022062502/62aff349bde7f52d90466e0e/html5/thumbnails/4.jpg)
1. Diversité des planètes et exoplanètes
Quelques repères historiques : « Si j’ai vu plus loin c’est par ce que
j’étais assis sur des épaules de géants » I. Newton
Antiquité : Existence de 7 corps célestes ( de Mercure à Saturne, incluant la Terre).
Théorie des épicycles.
15ème Siècle : Copernic
16ème / 17ème siècle :
• Début 16ème Siècle : travaux de Copernic => mouvement des corps celestes
• Fin 16ème : Giordanno Bruno exécuté à Rome => idée de pluralité des mondes,
notion de planètes et d’étoiles
• 1610 : Galilée observe le ciel à la lunette : Lune, Jupiter, Saturne
• 1600-1630 Travaux de Kepler : 1600-1630
Fin 17ème siècle / Début 18ème : Isaac Newton : théorie de la gravité
![Page 5: La formation des planètes : des grains interstellaires aux](https://reader036.vdocuments.site/reader036/viewer/2022062502/62aff349bde7f52d90466e0e/html5/thumbnails/5.jpg)
17-20 siècle: Ere de la mécanique celeste.
19-20 siècle : Premières photographies et spectres
20ème siècle : Début de l’ère spatiale.
Exploration des planètes du Système Solaire
1979 : Missions Voyager 1 et 2 : 1977
1995 : Première découverte d’exoplanètes (M. Mayer et D. Queloz)
Depuis 2000 : Environ 900 exoplanètes découvertes par divers moyens
(vitesses radiales, transits, lentilles gravitationnelles etc..) dont plusieurs en
zones habitables.
Satellite Kepler : des milliers de candidats en attente de confirmation.
![Page 6: La formation des planètes : des grains interstellaires aux](https://reader036.vdocuments.site/reader036/viewer/2022062502/62aff349bde7f52d90466e0e/html5/thumbnails/6.jpg)
Les planètes de notre Système Solaire
Des planètes et deux ceintures de petits corps
![Page 7: La formation des planètes : des grains interstellaires aux](https://reader036.vdocuments.site/reader036/viewer/2022062502/62aff349bde7f52d90466e0e/html5/thumbnails/7.jpg)
Grands faits à expliquer
Différenciation chimique interne/externe
Planètes internes (< 3 UA) petites et faites de roches et de métaux
Eléments réfractaires (condensent à haute température)
Peu de volatils
Grands cratères , plus grands sur mercures
![Page 8: La formation des planètes : des grains interstellaires aux](https://reader036.vdocuments.site/reader036/viewer/2022062502/62aff349bde7f52d90466e0e/html5/thumbnails/8.jpg)
Planètes externes (> 5 UA) géantes et composées de volatils
15 à 300 x la masse
de la terre
Volatils (gaz+glaces)
Atmosphère :
~ 4-5 fois la metallicité
du Soleil
![Page 9: La formation des planètes : des grains interstellaires aux](https://reader036.vdocuments.site/reader036/viewer/2022062502/62aff349bde7f52d90466e0e/html5/thumbnails/9.jpg)
Géantes de gaz
Géantes de glaces
20 M éléments lourds 300 M total
Lourds :15 M 95 M total
Lourds : 1 M 1M Total : 15 M 17 M
Toutes les planètes géantes ne sont pas les mêmes
![Page 10: La formation des planètes : des grains interstellaires aux](https://reader036.vdocuments.site/reader036/viewer/2022062502/62aff349bde7f52d90466e0e/html5/thumbnails/10.jpg)
Beaucoups d’embryons planétaires
Ceinture de Kuiper (> 40 UA)
![Page 11: La formation des planètes : des grains interstellaires aux](https://reader036.vdocuments.site/reader036/viewer/2022062502/62aff349bde7f52d90466e0e/html5/thumbnails/11.jpg)
Quelques infos uniquement :
Masse , taille, Distance à l’étoile
=> Densité => composition chimique
La plus-part des étoiles ont des planètes !
Les planètes terrestres sont plus courantes que les planètes géantes
Grande diversité des caractéristiques planétaires
Exoplanètes : beaucoup … mais mal connues
![Page 12: La formation des planètes : des grains interstellaires aux](https://reader036.vdocuments.site/reader036/viewer/2022062502/62aff349bde7f52d90466e0e/html5/thumbnails/12.jpg)
![Page 13: La formation des planètes : des grains interstellaires aux](https://reader036.vdocuments.site/reader036/viewer/2022062502/62aff349bde7f52d90466e0e/html5/thumbnails/13.jpg)
Des nouvelles catégories de planètes … sans équivalent dans
le Système Solaire
« Super-terres » :grandes planètes terrestres
« Waterworld » : planètes riches en liquides
« Hot Neptune » : planètes de type neptunes proches de leur étoile
« Hot Jupiter » : planètes de type Jupiter proches de leur étoiles
![Page 14: La formation des planètes : des grains interstellaires aux](https://reader036.vdocuments.site/reader036/viewer/2022062502/62aff349bde7f52d90466e0e/html5/thumbnails/14.jpg)
Les étoiles riches en éléments lourds abritent plus de planètes
![Page 15: La formation des planètes : des grains interstellaires aux](https://reader036.vdocuments.site/reader036/viewer/2022062502/62aff349bde7f52d90466e0e/html5/thumbnails/15.jpg)
Comprendre l’origine des planètes : un défis théorique et
observationnel
• La formation des planètes est un processus robuste ! => quasiment toutes les
étoiles semblent avoir des planètes
• C’est un processus qui crée une grande variétés d’objets différents !
grande diversité des processus physiques mis en jeux (fluide, matériaux, gravité,
Etc…)
Difficulté théorique (quels processus physiques sont dominants ?)
• C’est un processus complétement achevé dans notre Système Solaire =>
Difficulté pour trouver des traces « exploitables » de ce processus à cause
de l’évolution planétaire. (météorites, petites corps, exploration in situe)
![Page 16: La formation des planètes : des grains interstellaires aux](https://reader036.vdocuments.site/reader036/viewer/2022062502/62aff349bde7f52d90466e0e/html5/thumbnails/16.jpg)
Les grandes étapes de la formation planétaire
Premières théories modernes :
Observation : toutes la planètes orbitent
dans le même plan
Laplace, Newton , Kant :
idée d’une nébuleuse en forme de
disque qui se condense
![Page 17: La formation des planètes : des grains interstellaires aux](https://reader036.vdocuments.site/reader036/viewer/2022062502/62aff349bde7f52d90466e0e/html5/thumbnails/17.jpg)
Le Modèle Actuel
1. Un groupe d’étoiles se forme au sein d’une nébuleuse en effondrement (spontané ou choc)
2. Les proto-étoiles s’entourent d’un cocon de gaz 3. Autour des étoiles se forment des disques
4. Dans les disques se forment les planètes
![Page 18: La formation des planètes : des grains interstellaires aux](https://reader036.vdocuments.site/reader036/viewer/2022062502/62aff349bde7f52d90466e0e/html5/thumbnails/18.jpg)
~ Vraies couleurs
77 x 55 Année lumières Distance ~ 7000 années lumière 1 A.L. ~ 1013 km
Nuages moléculaires : gaz (~ H,He) + grains (~ microns)
Quelques données observationnelles
![Page 19: La formation des planètes : des grains interstellaires aux](https://reader036.vdocuments.site/reader036/viewer/2022062502/62aff349bde7f52d90466e0e/html5/thumbnails/19.jpg)
Photodissociation des nuages
![Page 20: La formation des planètes : des grains interstellaires aux](https://reader036.vdocuments.site/reader036/viewer/2022062502/62aff349bde7f52d90466e0e/html5/thumbnails/20.jpg)
TRIFID
![Page 21: La formation des planètes : des grains interstellaires aux](https://reader036.vdocuments.site/reader036/viewer/2022062502/62aff349bde7f52d90466e0e/html5/thumbnails/21.jpg)
![Page 22: La formation des planètes : des grains interstellaires aux](https://reader036.vdocuments.site/reader036/viewer/2022062502/62aff349bde7f52d90466e0e/html5/thumbnails/22.jpg)
Disques protoplanétaires « silhouettes »
![Page 23: La formation des planètes : des grains interstellaires aux](https://reader036.vdocuments.site/reader036/viewer/2022062502/62aff349bde7f52d90466e0e/html5/thumbnails/23.jpg)
![Page 24: La formation des planètes : des grains interstellaires aux](https://reader036.vdocuments.site/reader036/viewer/2022062502/62aff349bde7f52d90466e0e/html5/thumbnails/24.jpg)
Protoplanétaire : riches en gaz
( < million d’années)
Disque de transition :
Le gaz disparait
(qq millions d’années)
Disque de débris : que de la poussière, traces
De planètes
(> 10 millions d’années)
Les disques protoplanétaires évoluent
Burger disk
GG tau
Beta Pic
![Page 25: La formation des planètes : des grains interstellaires aux](https://reader036.vdocuments.site/reader036/viewer/2022062502/62aff349bde7f52d90466e0e/html5/thumbnails/25.jpg)
Quelques principes physique de base
1. Vitesse rotation autour d’une étoile
1. Energie orbitale
2. Moment cinétique orbital
![Page 26: La formation des planètes : des grains interstellaires aux](https://reader036.vdocuments.site/reader036/viewer/2022062502/62aff349bde7f52d90466e0e/html5/thumbnails/26.jpg)
Vitesse rotation d’un corps autour d’une étoile
𝑉 =𝐺𝑀
𝑟= Ω 𝑟 𝑟
Ω 𝑟 =𝐺𝑀
𝑟3
Equilibre entre force de gravité (G M* M/r^2)
Et force centrifuge : V2/R
La vitesse décroît avec la distance à l’étoile
![Page 27: La formation des planètes : des grains interstellaires aux](https://reader036.vdocuments.site/reader036/viewer/2022062502/62aff349bde7f52d90466e0e/html5/thumbnails/27.jpg)
Energie :
Energie de gravité (-G M* M/r ) + Energie cinétique (1/2 MV2) =>
𝐸 = −𝐺𝑀∗
2𝑟
l’énergie croit avec la distance. Un corps qui perd de l’énergie
« tombe » vers le soleil
A noter : l’énergie peut être évacuée par le rayonnement, et échangée avec le Soleil
![Page 28: La formation des planètes : des grains interstellaires aux](https://reader036.vdocuments.site/reader036/viewer/2022062502/62aff349bde7f52d90466e0e/html5/thumbnails/28.jpg)
Moment Cinétique :
~ « quantité de rotation » => grandeur
Fondamentale CONSERVEE en physique
J= distance x vitesse (ex : patineur)
J= (G M* R) 1/2
J croîtavec la distance
Difficile d’évacuer le moment cinétique
Echanges possibles avec le Soleil
![Page 29: La formation des planètes : des grains interstellaires aux](https://reader036.vdocuments.site/reader036/viewer/2022062502/62aff349bde7f52d90466e0e/html5/thumbnails/29.jpg)
29
De la formation des étoiles à la formation des planètes
Représentation schématique de l’évolution stellaire et circumstellaire
![Page 30: La formation des planètes : des grains interstellaires aux](https://reader036.vdocuments.site/reader036/viewer/2022062502/62aff349bde7f52d90466e0e/html5/thumbnails/30.jpg)
Les étapes de la formation planétaire dans le disque circumstellaire :
Disque de gaz + grains
Les grains sédimentent
Planétésimaux
Embryons planétaires
Planètes
Histoire de la formation planétaire : Comment des grains
Micrométriques vont grandir jusqu’à des tailles planétaires
![Page 31: La formation des planètes : des grains interstellaires aux](https://reader036.vdocuments.site/reader036/viewer/2022062502/62aff349bde7f52d90466e0e/html5/thumbnails/31.jpg)
OBSERVATIONS : L. PAGANI « Core Shine » => Pagani et al., 2007
Cœurs denses
Gaz poussière
Turbulence ??
Champ magnétique
Rayonnement => Effondrement
Perte Energie MAIS conservation du moment cinétique
1. Effondrement d’un cœur dense
L’effondrement du nuage va donner lieu à la naissance
de dizaines à centaines d’étoiles
![Page 32: La formation des planètes : des grains interstellaires aux](https://reader036.vdocuments.site/reader036/viewer/2022062502/62aff349bde7f52d90466e0e/html5/thumbnails/32.jpg)
Simulation
hydrodynamique 3D
de formation d’étoiles
en amas.
Point de départ: une
sphère de gaz
Bate, 2002
![Page 33: La formation des planètes : des grains interstellaires aux](https://reader036.vdocuments.site/reader036/viewer/2022062502/62aff349bde7f52d90466e0e/html5/thumbnails/33.jpg)
Pourquoi se forme-t-il un disque ?
Energy dissipation (radiation):
E decrease => C decrease => H decrease
+ Inward mass flow (E=−𝑮𝚺/2R)
(𝐌𝐚𝐬𝐬 𝐅𝐥𝐮𝐱 = −𝟑 𝝅𝝂𝚺, 𝝂 = 𝐯𝐢𝐬𝐜𝐨𝐬𝐢𝐭𝐲)
BUT
The angular momentum is conserved
J= 𝑮𝑴𝑹
=> Only solution : the systems spreads !
![Page 34: La formation des planètes : des grains interstellaires aux](https://reader036.vdocuments.site/reader036/viewer/2022062502/62aff349bde7f52d90466e0e/html5/thumbnails/34.jpg)
J=cst
But
E diminishes
Flattenning timescale = cooling timescale due to radiation
From a sphere… to a disk !
![Page 35: La formation des planètes : des grains interstellaires aux](https://reader036.vdocuments.site/reader036/viewer/2022062502/62aff349bde7f52d90466e0e/html5/thumbnails/35.jpg)
z=0 slice
y=0 slice
magnetic filed line
◆ Density:102, 103, 104, 106, 108, 1010 cm-3
◆ Grid: L=1, 2, 3, 6, 9, 12
◆ Color:gas density
★Evolution in the isothermal phase
model of a=0.01, w=0.5, AΦ=0.01 4. Results
(a) (b) (e) (d) (c) (f)
The scale is different in each panel
![Page 36: La formation des planètes : des grains interstellaires aux](https://reader036.vdocuments.site/reader036/viewer/2022062502/62aff349bde7f52d90466e0e/html5/thumbnails/36.jpg)
Disque de gaz + grains
Les grains sédimentent
Planétésimaux
Embryons planétaires
Planètes
![Page 37: La formation des planètes : des grains interstellaires aux](https://reader036.vdocuments.site/reader036/viewer/2022062502/62aff349bde7f52d90466e0e/html5/thumbnails/37.jpg)
Accélération de gravité à la distance R
A=GM*/R2 = R k2 => Az= R k
2 sin(i)= k2 H
Épaisseur du disque
H Accélération verticale ~ k
2 Z
Energie potentielle Ep=1/2 k2 Z2
Energie cinétique Ec=1/2 Cs2
Ecinétique =Epotentielle => H~ Cs/k
Noter que H r1.5 si Cs=cst
À 1 AU : H~ 1010 m ~ 0.1 R => H << R dans le disque
Epaisseur du disque
![Page 38: La formation des planètes : des grains interstellaires aux](https://reader036.vdocuments.site/reader036/viewer/2022062502/62aff349bde7f52d90466e0e/html5/thumbnails/38.jpg)
Un disque évasé à cause du chauffage de l’étoile:
Energie absorbée par le disque ~ 1/R^2
Energie réémise par refroidissement de corps noir ~ T^4
On trouve que la température ~ 1/ R1/2
Or C~ T^2 et H= C / (r)
On trouve que H / R ~ R1/4
![Page 39: La formation des planètes : des grains interstellaires aux](https://reader036.vdocuments.site/reader036/viewer/2022062502/62aff349bde7f52d90466e0e/html5/thumbnails/39.jpg)
Une observation : HD97048
Interprétaion géométrique
Lagage, Doucet, Pantin, Habart, Duchêne, Pinte, Charnoz, Pel
Science, Dec. 2006
Animation
H/R R0.26 !!!
![Page 40: La formation des planètes : des grains interstellaires aux](https://reader036.vdocuments.site/reader036/viewer/2022062502/62aff349bde7f52d90466e0e/html5/thumbnails/40.jpg)
Masse de la nébuleuse primordiale : « La nébuleuse de masse minimale »
À 1 UA :
T~ 700 K, P~ 1 Pa
~ 10-7 kg/m3
Cs~2000 m/s
Densité de surface:
(Hayashi 77)
Σ ∝ 𝑟−32
Environ 20000 kg/m2 à 1 AU
![Page 41: La formation des planètes : des grains interstellaires aux](https://reader036.vdocuments.site/reader036/viewer/2022062502/62aff349bde7f52d90466e0e/html5/thumbnails/41.jpg)
![Page 42: La formation des planètes : des grains interstellaires aux](https://reader036.vdocuments.site/reader036/viewer/2022062502/62aff349bde7f52d90466e0e/html5/thumbnails/42.jpg)
Origine de la différentiation chimique du Système Solaire C’est l’histoire de sa température Condensation des espèces chimiques
Variation spatiale de la température
Ligne des glaces « snow line »
![Page 43: La formation des planètes : des grains interstellaires aux](https://reader036.vdocuments.site/reader036/viewer/2022062502/62aff349bde7f52d90466e0e/html5/thumbnails/43.jpg)
Un disque turbulent à cause du champ magnétique
Turbulence : Etalement et chauffage du disque…
Taux d’accrétion sur l’étoile : entre 10-5 et 10-10 masses solaires /an
![Page 44: La formation des planètes : des grains interstellaires aux](https://reader036.vdocuments.site/reader036/viewer/2022062502/62aff349bde7f52d90466e0e/html5/thumbnails/44.jpg)
Présence potentielle de zones mortes
![Page 45: La formation des planètes : des grains interstellaires aux](https://reader036.vdocuments.site/reader036/viewer/2022062502/62aff349bde7f52d90466e0e/html5/thumbnails/45.jpg)
Les grains dans le disque :
Les grains sédimentent dans le plan médian
du disque
Pourquoi ?
Raison : vitesse de rotation du gaz !
![Page 46: La formation des planètes : des grains interstellaires aux](https://reader036.vdocuments.site/reader036/viewer/2022062502/62aff349bde7f52d90466e0e/html5/thumbnails/46.jpg)
A quelle vitesse tourne le gaz (g) ?
Acentrifuge : Rg2
Agravité= Rk2
dRdPApression
1
La pression contrebalance la force de l’étoile !!
dR
dP
ρR
1Ω Ω
2
k
2
g
Le disque de gaz tourne + lentement que les grains !
k= g(1-) avec ~ 5 10-3
Migration des particules vers l’étoile
Sédimentation dans le plan médian
![Page 47: La formation des planètes : des grains interstellaires aux](https://reader036.vdocuments.site/reader036/viewer/2022062502/62aff349bde7f52d90466e0e/html5/thumbnails/47.jpg)
Sédimentation visible !!
![Page 48: La formation des planètes : des grains interstellaires aux](https://reader036.vdocuments.site/reader036/viewer/2022062502/62aff349bde7f52d90466e0e/html5/thumbnails/48.jpg)
Evolution des poussières
Particles ‘ sizes extend From 0.01 miconrs To 100 microns
200 K particles
Particles > 80 microns Are cleaned rapidly From the disk
Pressure scale height
DUST : Sedimentation + MHD turbulence PAS DE CROISSANCE
![Page 49: La formation des planètes : des grains interstellaires aux](https://reader036.vdocuments.site/reader036/viewer/2022062502/62aff349bde7f52d90466e0e/html5/thumbnails/49.jpg)
Pendant la chute:
Les plus gros flocons rattrapent les plus petits et les
absorbent
Collages de surfaces : agrégats fractals
![Page 50: La formation des planètes : des grains interstellaires aux](https://reader036.vdocuments.site/reader036/viewer/2022062502/62aff349bde7f52d90466e0e/html5/thumbnails/50.jpg)
Mais en fait ce temps est beaucoup plus court car pendant leur chute les grains grandissent ( rp augmente)
En effet, les collisions entre grains font grandir la taille des grains …. A quelle vitesse ??
dt V r dm rel2p
L=Vrel x dt
Masse accumulée en un temps dt
CROISSANCE DES GRAINS
![Page 51: La formation des planètes : des grains interstellaires aux](https://reader036.vdocuments.site/reader036/viewer/2022062502/62aff349bde7f52d90466e0e/html5/thumbnails/51.jpg)
V r dtdm
rel2p
Densité de
solide= agaz
Section efficace
Vrel ~Vitesse
d’agitation moléculaire
Vrel~ Cs/(m/mh2)1/2
![Page 52: La formation des planètes : des grains interstellaires aux](https://reader036.vdocuments.site/reader036/viewer/2022062502/62aff349bde7f52d90466e0e/html5/thumbnails/52.jpg)
d’où :
AC
dtdr s
s
g
a
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
![Page 53: La formation des planètes : des grains interstellaires aux](https://reader036.vdocuments.site/reader036/viewer/2022062502/62aff349bde7f52d90466e0e/html5/thumbnails/53.jpg)
![Page 54: La formation des planètes : des grains interstellaires aux](https://reader036.vdocuments.site/reader036/viewer/2022062502/62aff349bde7f52d90466e0e/html5/thumbnails/54.jpg)
MIGRATION RADIALE DES GRAINS
Les grains frottent contre le gaz
=> ils perdent de l’énergie
=> Ils migrent
A quelle vitesse ?
![Page 55: La formation des planètes : des grains interstellaires aux](https://reader036.vdocuments.site/reader036/viewer/2022062502/62aff349bde7f52d90466e0e/html5/thumbnails/55.jpg)
Weidenschilling, 1982
Problème de la barrière du mètre !!!
![Page 56: La formation des planètes : des grains interstellaires aux](https://reader036.vdocuments.site/reader036/viewer/2022062502/62aff349bde7f52d90466e0e/html5/thumbnails/56.jpg)
Les 5 étapes de la formation planétaire
Disque de gaz + grains
Les grains sédimentent
Planétésimaux
Embryons planétaires
Planètes
![Page 57: La formation des planètes : des grains interstellaires aux](https://reader036.vdocuments.site/reader036/viewer/2022062502/62aff349bde7f52d90466e0e/html5/thumbnails/57.jpg)
Formation des planétésimaux
il doit exister un Processus de collage TRES efficace
« super-grains » de 10 km : PLANETESIMAUX
Croissance en turbulence
(Cuzzi, Weidenschilling)
Croissance par instabilité
gravitationnelle du disque de grains
(Ward, Goldreich)
Aujoud’hui :
Une sorte de mélange
![Page 58: La formation des planètes : des grains interstellaires aux](https://reader036.vdocuments.site/reader036/viewer/2022062502/62aff349bde7f52d90466e0e/html5/thumbnails/58.jpg)
11
G
C
E
E
E
E S
grav
K
grav
T
Critère d’instabilité de Toomre
2
G
CQ S
Q < 1 : instable Q > 1 : Stable
En posant Q<1 on en déduit une « densité de surface critique » pour déclencher
L’instabilité gravitationnelle
![Page 59: La formation des planètes : des grains interstellaires aux](https://reader036.vdocuments.site/reader036/viewer/2022062502/62aff349bde7f52d90466e0e/html5/thumbnails/59.jpg)
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
*
34
M
a
« Taille des grumeaux » : Longueur d’onde de Jeans
![Page 60: La formation des planètes : des grains interstellaires aux](https://reader036.vdocuments.site/reader036/viewer/2022062502/62aff349bde7f52d90466e0e/html5/thumbnails/60.jpg)
Charnoz, 2005, Simulation périodique, gravité + dissipation
Une instabilité gravitationnelle (idem anneaux de Saturne)
![Page 61: La formation des planètes : des grains interstellaires aux](https://reader036.vdocuments.site/reader036/viewer/2022062502/62aff349bde7f52d90466e0e/html5/thumbnails/61.jpg)
Avec du gaz : Streaming instability + gravitational collapse (2007, Youdin)
![Page 62: La formation des planètes : des grains interstellaires aux](https://reader036.vdocuments.site/reader036/viewer/2022062502/62aff349bde7f52d90466e0e/html5/thumbnails/62.jpg)
Croissance par collisions mutuelles
L’époque des planétésimaux
![Page 63: La formation des planètes : des grains interstellaires aux](https://reader036.vdocuments.site/reader036/viewer/2022062502/62aff349bde7f52d90466e0e/html5/thumbnails/63.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 64: La formation des planètes : des grains interstellaires aux](https://reader036.vdocuments.site/reader036/viewer/2022062502/62aff349bde7f52d90466e0e/html5/thumbnails/64.jpg)
1
2
3
L’effet « Boule de Neige »
Runaway Growth
![Page 65: La formation des planètes : des grains interstellaires aux](https://reader036.vdocuments.site/reader036/viewer/2022062502/62aff349bde7f52d90466e0e/html5/thumbnails/65.jpg)
Une simulation Numérique
Apparition de
protoplanètes
(taille lunaire
à martienne)
![Page 66: La formation des planètes : des grains interstellaires aux](https://reader036.vdocuments.site/reader036/viewer/2022062502/62aff349bde7f52d90466e0e/html5/thumbnails/66.jpg)
Simulation d’accrétion (Greenberg 1978)
Embryon planètaire
Par ce processus on crée un population d’embryons planétaires À 1 AU : le temps est d’environ 105 ans
![Page 67: La formation des planètes : des grains interstellaires aux](https://reader036.vdocuments.site/reader036/viewer/2022062502/62aff349bde7f52d90466e0e/html5/thumbnails/67.jpg)
MASSE D’ISOLATION
Un corps de masse M peut accréter du matériau
À l’intérieur de ~ 4 rayons de Hill
3/1
*3
MMRR corps
h
![Page 68: La formation des planètes : des grains interstellaires aux](https://reader036.vdocuments.site/reader036/viewer/2022062502/62aff349bde7f52d90466e0e/html5/thumbnails/68.jpg)
Paramétrisation simple :
2
1
3
1
UAuar M0.3Mi~
Masse d’isolation
2/3
1
ua
rT
/
ans 105
Temps d’accrétion
Pour la Terre :
~ 0.3M en 105 ans
Pour Jupiter :
~ 30M en 106 ans
![Page 69: La formation des planètes : des grains interstellaires aux](https://reader036.vdocuments.site/reader036/viewer/2022062502/62aff349bde7f52d90466e0e/html5/thumbnails/69.jpg)
Et les planètes géantes ?
1- Accrétion « Boule de Neige » au milieu du gaz
A2- Accrétion d’une enveloppe de gaz
![Page 70: La formation des planètes : des grains interstellaires aux](https://reader036.vdocuments.site/reader036/viewer/2022062502/62aff349bde7f52d90466e0e/html5/thumbnails/70.jpg)
Emballement de l’accrétion d’une enveloppe de gaz
Effondrement rapide sur la planète
RESULTAT :
Un cœur de
roche/glaces
Une enveloppe
de gaz
![Page 71: La formation des planètes : des grains interstellaires aux](https://reader036.vdocuments.site/reader036/viewer/2022062502/62aff349bde7f52d90466e0e/html5/thumbnails/71.jpg)
Les planètes vont migrer pendant la phase 2
![Page 72: La formation des planètes : des grains interstellaires aux](https://reader036.vdocuments.site/reader036/viewer/2022062502/62aff349bde7f52d90466e0e/html5/thumbnails/72.jpg)
La migration planétaire
Les protoplanétes sont-elles stable dans le disque de gaz ?
NON… elles se déplacent !
2 types :
Type 1 : sans ouverture de sillon
Planètes de faibles masse
Type 2 : avec ouverture de sillon
Planètes massives
Evolution couplée à celle du disque
![Page 73: La formation des planètes : des grains interstellaires aux](https://reader036.vdocuments.site/reader036/viewer/2022062502/62aff349bde7f52d90466e0e/html5/thumbnails/73.jpg)
Le disque de gaz interne repousse la planète vers l’extérieur
![Page 74: La formation des planètes : des grains interstellaires aux](https://reader036.vdocuments.site/reader036/viewer/2022062502/62aff349bde7f52d90466e0e/html5/thumbnails/74.jpg)
Le disque de gaz externe repousse la planète vers l’intétérieur
Souvent (mais pas toujours !) le disque externe gagne => migration vers l’intérieur
![Page 75: La formation des planètes : des grains interstellaires aux](https://reader036.vdocuments.site/reader036/viewer/2022062502/62aff349bde7f52d90466e0e/html5/thumbnails/75.jpg)
Simulation numérique de migration
Couleur = densité du gaz
![Page 76: La formation des planètes : des grains interstellaires aux](https://reader036.vdocuments.site/reader036/viewer/2022062502/62aff349bde7f52d90466e0e/html5/thumbnails/76.jpg)
Conséquence de la migration
Apparition de configuration résonante entre planètes géantes
Origine des « hot Jupiter »
Evolution dynamique complexe des jeunes systèmes planétaires
… encore très mal compris…
![Page 77: La formation des planètes : des grains interstellaires aux](https://reader036.vdocuments.site/reader036/viewer/2022062502/62aff349bde7f52d90466e0e/html5/thumbnails/77.jpg)
Au bout de 3-5 millions d’années le disque de gaz disparait
=> Planètes géantes déjà formées
Mais les planètes terrestres sont encore à l’état d’embryon !
![Page 78: La formation des planètes : des grains interstellaires aux](https://reader036.vdocuments.site/reader036/viewer/2022062502/62aff349bde7f52d90466e0e/html5/thumbnails/78.jpg)
Pendant la disparition du disque de gaz , les planètes géantes structurent le disque
=> Signature observationnelle « disques de transition »
![Page 79: La formation des planètes : des grains interstellaires aux](https://reader036.vdocuments.site/reader036/viewer/2022062502/62aff349bde7f52d90466e0e/html5/thumbnails/79.jpg)
Les 5 étapes de la formation planétaire
Disque de gaz + grains
Les grains sédimentent
Planétésimaux
Embryons planétaires
Planètes
![Page 80: La formation des planètes : des grains interstellaires aux](https://reader036.vdocuments.site/reader036/viewer/2022062502/62aff349bde7f52d90466e0e/html5/thumbnails/80.jpg)
« Late Stage accretion » Que se passe-til ?
Une centaine d’embryons < 5AU
Les embryons sont séparés de ~ 10 rayons de Hill
=> Comment sortir de l’isolement ?
![Page 81: La formation des planètes : des grains interstellaires aux](https://reader036.vdocuments.site/reader036/viewer/2022062502/62aff349bde7f52d90466e0e/html5/thumbnails/81.jpg)
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 géantes
![Page 82: La formation des planètes : des grains interstellaires aux](https://reader036.vdocuments.site/reader036/viewer/2022062502/62aff349bde7f52d90466e0e/html5/thumbnails/82.jpg)
Raymond et al. 2004, Icarus 168
![Page 83: La formation des planètes : des grains interstellaires aux](https://reader036.vdocuments.site/reader036/viewer/2022062502/62aff349bde7f52d90466e0e/html5/thumbnails/83.jpg)
Alexander & Agnor
1998
![Page 84: La formation des planètes : des grains interstellaires aux](https://reader036.vdocuments.site/reader036/viewer/2022062502/62aff349bde7f52d90466e0e/html5/thumbnails/84.jpg)
![Page 85: La formation des planètes : des grains interstellaires aux](https://reader036.vdocuments.site/reader036/viewer/2022062502/62aff349bde7f52d90466e0e/html5/thumbnails/85.jpg)
Des planètes trop
excentriques
(i.e orbites trop « ovales »)
![Page 86: La formation des planètes : des grains interstellaires aux](https://reader036.vdocuments.site/reader036/viewer/2022062502/62aff349bde7f52d90466e0e/html5/thumbnails/86.jpg)
Un événement catastrophique dans l’histoire du Système Solaire Mise évidence d’une phase « catastrophique » dans l’histoire lunaire :
Le bombardement massif dans notre système Solaire (LHB)
![Page 87: La formation des planètes : des grains interstellaires aux](https://reader036.vdocuments.site/reader036/viewer/2022062502/62aff349bde7f52d90466e0e/html5/thumbnails/87.jpg)
Les planètes terrestres et géante sont nées. Le gaz a disparu…
Elles évoluent dynamiquement…
=> Simulation d’un phase instable du système solaire (NCORPS)
Le BOMBARDEMENT TARDIF :
Explique : la cratérisation de la lune, les satellites des planètes géantes,
les orbites des planètes
![Page 88: La formation des planètes : des grains interstellaires aux](https://reader036.vdocuments.site/reader036/viewer/2022062502/62aff349bde7f52d90466e0e/html5/thumbnails/88.jpg)
CONCLUSION
• Il nous semble avoir compris les grandes étapes
• de nombreux mystères demeurent
MAIS
• discipline en pleine « explosion »
• la découverte d’exoplanètes et l’exploration in-situ
Du Système Solaire nous aide à comprendre les étapes
Du scénario
![Page 89: La formation des planètes : des grains interstellaires aux](https://reader036.vdocuments.site/reader036/viewer/2022062502/62aff349bde7f52d90466e0e/html5/thumbnails/89.jpg)
QUELQUES PROCESSUS CLEFS
DIVERSITE DES EXOPLANETES
![Page 90: La formation des planètes : des grains interstellaires aux](https://reader036.vdocuments.site/reader036/viewer/2022062502/62aff349bde7f52d90466e0e/html5/thumbnails/90.jpg)
Diversité chimique du Système Solaire C’est l’histoire de sa température Condensation des espèces chimiques
Variation spatiale de la température
Ligne des glaces « snow line »
![Page 91: La formation des planètes : des grains interstellaires aux](https://reader036.vdocuments.site/reader036/viewer/2022062502/62aff349bde7f52d90466e0e/html5/thumbnails/91.jpg)
La migration planétaire dans le disque de gaz
2 types :
Type 1 : sans ouverture de gap
Planètes de faibles masse
Type 2 : avec ouverture de gap
Planètes massives
Evolution couplée à celle du disque
![Page 92: La formation des planètes : des grains interstellaires aux](https://reader036.vdocuments.site/reader036/viewer/2022062502/62aff349bde7f52d90466e0e/html5/thumbnails/92.jpg)
La migration radiale est due couple de marée (la force de gravité)
que les disques internes et externes appliquent sur la planète.
![Page 93: La formation des planètes : des grains interstellaires aux](https://reader036.vdocuments.site/reader036/viewer/2022062502/62aff349bde7f52d90466e0e/html5/thumbnails/93.jpg)
![Page 94: La formation des planètes : des grains interstellaires aux](https://reader036.vdocuments.site/reader036/viewer/2022062502/62aff349bde7f52d90466e0e/html5/thumbnails/94.jpg)
Migration vers l’intérieur => déséquilibre en faveur du couple externe
![Page 95: La formation des planètes : des grains interstellaires aux](https://reader036.vdocuments.site/reader036/viewer/2022062502/62aff349bde7f52d90466e0e/html5/thumbnails/95.jpg)
![Page 96: La formation des planètes : des grains interstellaires aux](https://reader036.vdocuments.site/reader036/viewer/2022062502/62aff349bde7f52d90466e0e/html5/thumbnails/96.jpg)
(Bate et al. ’03)
2D
3D
Vitesse de migration
![Page 97: La formation des planètes : des grains interstellaires aux](https://reader036.vdocuments.site/reader036/viewer/2022062502/62aff349bde7f52d90466e0e/html5/thumbnails/97.jpg)
Migration :
Un facteur d’évolution majeur
Migration de type 1 sur les planètes terrestre => Super earth proche de l’étoile
Migration à 1 corps => hot jupiter
=> Water planet (cœur des planètes géantes)
Migration à 2 corps => apparition de configurations résonantes entres planètes
La migration peu accélérer le processus de formation planétaire
![Page 98: La formation des planètes : des grains interstellaires aux](https://reader036.vdocuments.site/reader036/viewer/2022062502/62aff349bde7f52d90466e0e/html5/thumbnails/98.jpg)
QUELQUES MOTS SUR LA SIMULATION
Le système ne cesse de se transformer => outils différents => dificultés
Couplage entre gaz et grains => approches multifluides/multi-composants
Chaque étape de la formation planétaire nécessite des outils différents
GAZ , MHD : Approches fluides euleriennes
Grains : approches lagrangienne pour la dynamique et statistique pour l’accrétion
Planètes : approches lagrangiennes
![Page 99: La formation des planètes : des grains interstellaires aux](https://reader036.vdocuments.site/reader036/viewer/2022062502/62aff349bde7f52d90466e0e/html5/thumbnails/99.jpg)
FIN
![Page 100: La formation des planètes : des grains interstellaires aux](https://reader036.vdocuments.site/reader036/viewer/2022062502/62aff349bde7f52d90466e0e/html5/thumbnails/100.jpg)
Migration de Type 3 :
Couple de corotation sur les orbites en fer à cheval =>
Pas de direction prédéfinie. Dépend du flot de masse dans la région co-orbitale
G. Bryden
![Page 101: La formation des planètes : des grains interstellaires aux](https://reader036.vdocuments.site/reader036/viewer/2022062502/62aff349bde7f52d90466e0e/html5/thumbnails/101.jpg)
Two planets in their own gaps migrate in parallel.
Outer disk Inner disk
star
Outer disk Inner disk
star
Migration of a pair of planets ≠ migration of one planet.
Lighter outer planet → outward migration.
(Masset & Snellgrove, 2001, MNRAS)
Two planets in a same gap approach each other → MMR.
If the planets have different masses, the pair of planets is not in
equilibrium. → gas passes the gap ; decoupling from disk evolution.
1) Migration of Jupiter & Saturn
A. Crida et al Europlanet 2007 7 / 21
![Page 102: La formation des planètes : des grains interstellaires aux](https://reader036.vdocuments.site/reader036/viewer/2022062502/62aff349bde7f52d90466e0e/html5/thumbnails/102.jpg)
Dependence on
viscosity n :
Start with aSaturn = 1.4 aJupiter,
fixed planets (for gap opening).
At t ≈ 500, release the planets.
n<10-5 (black, red) : They
approach,
lock in MMR at t ≈ 1000,
and then migrate together.
Low n :
outward migration rate increases with n:
- Jupiter feels a stronger positive torque
(αn),
- corotation torque increases.
n = 2.10-5 : Saturn migrates outward (strong
corotation torque), then parallel migration
in separated gaps : Mechanism broken.
1) Migration of Jupiter & Saturn
A. Crida et al Europlanet 2007 8 / 21
![Page 103: La formation des planètes : des grains interstellaires aux](https://reader036.vdocuments.site/reader036/viewer/2022062502/62aff349bde7f52d90466e0e/html5/thumbnails/103.jpg)
Dependence on
aspect ratio H/r :
Start with aSaturn = 1.4 aJupiter,
n = 10 -5.5,
fixed planets (for gap
opening).
At t ≈ 500, release the planets.
They approach,
lock in MMR at t ≈ 1000,
and then migrate together.
The smaller H/r,
the deeper Saturn’s gap,
the more Jupiter pushed
outward.
(Morbidelli & Crida, 2007)
H/r = 0.05 :
stationary solution.
1) Migration of Jupiter & Saturn
A. Crida et al Europlanet 2007 9 / 21