La présentation est en train de télécharger. S'il vous plaît, attendez

La présentation est en train de télécharger. S'il vous plaît, attendez

La formation des planètes Sébastien Charnoz Université Paris 7 & CEA Saclay.

Présentations similaires


Présentation au sujet: "La formation des planètes Sébastien Charnoz Université Paris 7 & CEA Saclay."— Transcription de la présentation:

1 La formation des planètes Sébastien Charnoz Université Paris 7 & CEA Saclay

2 Quand on descend les échelles de tailles on remarque que les structurent se complexifient Les grandes structures engendrent des structures plus petites et plus complexes

3 Comprendre lorigine des planètes Comprendre comment se créent les planètes à partir : Des Etoiles Du Gaz et poussières interstellaires

4 1. Les contraintes (observations, données etc..) 2. Les premières théories modernes 3. Le modèle actuel : principes 4. Les autres systèmes solaires

5 Pas de détection directe 1. Les observations Quest ce quun système Solaire ? Une étoile entourée dune ou plusieurs planètes. Combien en connaît-on ? 1 très bien : Notre Système – Solaire 12 systèmes de planètes-extrasolaires : Epsilon Andromède, 47 UMA, … + En tout 105 exoplanètes autour de 91 étoiles

6 Composants de notre Sytème-Solaire : 1 étoile centrale : Le Soleil Un cortège de 9 planètes Deux ceintures dastéroïdes : 1 interne et 1 externe (Kuiper) Des comètes très à lextérieur

7 Portrait de famille du Système Solaire. Des planètes et une ceinture dastéroïde interne

8 Plus à lextérieur : Une 2ème ceinture dite de « Kuiper »

9 Encore plus loin : le nuage dOort : lieu de résidence des comètes (à longue période)

10 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

11 2. Planètes externes (> 5 UA) géantes et composées de gaz 15 à 300 x la masse de la terre

12 Les petits corps (10 à 500 km) sont répartis : 1.Dans la ceinture dastéroïde (3 UA) 2.Dans la ceinture de Kuiper (40 UA) 3.Dans le nuage dOort (comètes) (10 4 UA)

13 Les planètes ne vivent pas nimporte où : dans le plan écliptique Venus Terre Mars Jupiter Uranus Neptune Pluton Ceinture Astéroïdes Ceinture de Kuiper Mercure Saturne

14 La Masse et le Moment Cinétique Ne sont pas répartis également Dans le Système-Solaire SOLEIL PLANETES MASSE 99 % 1% Moment Cinétiqur 1% 99%

15 1. Les premières théories modernes 2 Familles de théories Les théories unitaires Le soleil et les planètes Sont issus du même environnement Les théories « Catastrophiques » Le soleil a engendré les planètes à lissue dun phénomène catastrophique

16 Théorie unitaire : Nébuleuse primitive de KANT-LAPLACE : Effondrement dune nébuleuse primordiale faite de gaz et de poussières.

17 AVANTAGE : Toutes les planètes se forment Dans 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

18 Théorie Catastrophique Buffon, Jeans, Jeffreys Une étoile proche a arraché de la matière Au Soleil

19 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 rare Filament trop chaud : pas de condensation possible On sait que La Terre sest formée dans un milieu FROID

20 ET ALORS ? Observations récentes : Les jeunes étoiles sont entourées dun disque de gaz et de poussières Théorie récente : En 1967 E. Schatzman trouve un mécanisme pour diminuer la rotation du Soleil. Dautres mécanismes depuis (Transfert de moment cinétique par vents solaires et couplage magnétique avec le disque)

21 Nébuleuse de Kant – Laplace

22 Disques autour détoiles Jeunes

23

24

25 TRIFID

26 3.Le Modèle Actuel 1.Un groupe détoiles se forment au sein dune nébuleuse en effondrement 2. Les étoiles sentourent dun cocon de gaz 3. Les étoiles subissent des rencontres proches et parfois se dispersent Simulation numérique de la formation détoiles

27 Simulation hydrodynamique 3D de formation détoiles en amas. Point de départ: une sphère de gaz

28 Un disque de gaz et de poussières entourant une étoile en formation Etat Initial : MASSE DISQUE = 1% MASSE ETOILE

29

30

31

32

33 DISQUE : 99 % GAZ ( HYDROGENE) 1 % GRAINS TAILLE DES GRAINS : 1 micron Les grains vont grandir et donneront les planètes daujourdhui. gaz + poussières

34

35 Structure du disque de gaz À 1 UA : T~ 700 K, P~ 1 Pa ~ kg/m3 C s ~2000 m/s Hydrogène moléculaire Vitesse de rotation du disque:

36 Accélération de gravité à la distance R F=GM*/R 2 = R k 2 Épaisseur du disque H Accélération verticale ~ k 2 H Energie potentielle Ep=1/2 k 2 H 2 Energie cinétique Ec=1/2 C s 2 Ecinétique =Epotentielle => H~ C s / k Noter que H r 1.5 si Cs=cst À 1 AU : H~ m ~ 0.1 R A 5 AU : H ~ R => H << R dans le disque DYNAMIQUE DU GAZ

37 A quelle vitesse tourne le gaz ( g ) ? A centrifuge : R g 2 A gravité = R k 2 La pression diminue lintensité du champ de gravité !! ( !!! dP/dR < 0 !!!) Mouvement subkeplérien. Or P~C s 2 et d /dr~-1.5 /r => ( g 2 - k 2 )/ k 2 ~ (-C s 2 /r 2 )/ g 2 = (H/r) 2 << 1 ~ 0,01 à 1 UA ……… légérement sous képlérien…. DYNAMIQUE DU GAZ

38 En définitif k= g (1- ) avec ~ Cette vitesse sous képlérienne du gaz va avoir pour conséquence de faire migrer les particules vers létoile… DYNAMIQUE DU GAZ

39 Les petits grains tombent vers le centre du disque de gaz

40 PENDANT LA CHUTE : Les plus gros flocons rattrapent les plus petits et les absorbent

41 Agrégats en flocons CROISSANCE DES GRAINS : Collisions mutuelles entre les grains + collage + réactions chimiques TAILLE DES GRAINS : 1 centimètre Comment continuer à grandir ?

42 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 dEpstein (taille des grains << libre parcours moyen des molécules) On peut définir un temps de mise à léquilibre des grains : 1/ e

43 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 létoile

44 SEDIMENTATION DES GRAINS m F g = k z m F f =1/ e V z PFD => z=z 1 e -t/ e +z 2 e -t/ s Temps de couplage Temps de sédimentation =10 5 ans à 1 UA

45 Mais en fait ce temps est beaucoup plus court car pendant leur chute les grains grandissent ( r p augmente) En effet, les collisions entre grains font grandir la taille des grains …. A quelle vitesse ?? L=Vrel x dt Masse accumulée en un temps dt CROISSANCE DES GRAINS

46 Densité de solide= gaz Section efficace V rel ~Vitesse dagitation moléculaire Si équilibre avec le gaz H 2 1/2mV rel 2 ~/2m molecule C s 2 V rel ~ C s /(m/m h2 ) 1/2 De plus m=4/3 s r 3 => dm/dt= 4 s r 2 dr/dt CROISSANCE DES GRAINS

47 doù : 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 lordre du cm au m CROISSANCE DES GRAINS

48 MIGRATION DES GRAINS Les grains frottent contre le gaz => ils perdent de lénergie => Ils migrent A quelle vitesse ?

49 On se place dans le référentiel cylindrique 0 en régime stationnaire << V phi 2 /R Comme le grains séquilibre vite avec le gaz V ~ g r

50 Il reste donc : Vr~r( g 2- k 2 ) e Vr < 0 : migration vers létoile Vr r : plus la particule est grosse plus la migration est rapide Vr ~ 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 sensibles sont de lordre du mètre

51 Pour les grosses particules (D> l.p.m.) la force de frottement est celle de STOCKES Temps de chute : Rp=1 m T=100 ans Rp=10 m T=10 ans

52 Les particules de 1m chutent sur létoile en moins de 100 ANS Un des plus gros problème de la théorie de la formation des planètes !! Il faut grandir du CM au KM en un temps très court… nécessité dun mécanisme efficace !

53 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

54 FORMATION DES PLANETESIMAUX Quel mécanisme peut agir en moins de 100 ans ? => Idée de linstabilité gravitationnelle … mais qq problèmes Il existe une densité critique au delà de laquelle linstabilité gravitationelle sinstalle :

55 4 G cr = ( + c s /H) 2 Energie grav. Energie cinétique dagitation Qd E grav > E agitation alors linstabilité sinstalle Pour > cr une perturbation initiale de la taille de lordre de seffondre avec une échelle de temps de lordre de linverse de la fréquence de Jeans, qui représente à peu près une période orbitale Le disque de grains se fragmente en morceaux de masse m pl = H 3 cr.

56 Pour les planètes géantes : cr = g/cm 3 H = cm m = g D =100 km, = 1 g/cm 3. Dans la région des planètes telluriques H : comparable :100 fois plus grande corps de 5 km

57 CEPENDANT De nombreux travaux semblent montrer que linstabilité ne peut sinstaller car le gaz est turbulent (Cs est grand). Pour linstant la question est entière. MAIS ces travaux montrent que la coagulation en turbulence Semble aussi produire des corps kilométriques…. Question ouverte

58 PLANETESIMAUX

59 Un disque de planétésimaux 10 9 corps ~ 10 km de diamètre Croissance par collisions mutuelles

60 ECOLE SOVIETIQUE : Safronov Croissance ordonnée des corps Problémes: Croissance trop lente, 100 millions A. Une multitude de petites planètes

61 ECOLE AMERICAINE : Greenberg, Weidenschilling, Wetherill … Croissance par effet Boule de Neige Les plus gros grandissent les plus vite Mécanisme TRES rapide : 100,000 ans

62 1 2 3 Leffet « Boule de Neige »

63 Une simulation Numérique Apparition de protoplanètes (taille lunaire à martienne)

64 PHYSIQUE DE LEFFET BOULE DE NEIGE Deux corps saccrétent si leur vitesse dimpact est < vitesse de libération Donc plus les vitesses de rencontre sont faibles, Plus laccrétion est efficace

65 Dans un milieu dominé par des corps de masse M, les vitesses dagitation sont de lordre de la vitesse dévasion de la masse M Collisions : diminue Vimpact Gaz : Diminue Vimpact Rencontres grav : Augmente V impact OR Les vitesses de rencontres ne peuvent pas être inférieures à V evasion (conservation de lEnergie) V evasion est la vitesse déquilibre ~ 10 m/S

66 MISE EN EVIDENCE DE lEFFET 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 daccrétion de m1 est : Nb de corps m2 / volume Section efficace Vitesse dimpact = Vitesse relative + Vitesse dévasion

67 De même pour les corps m2 : Alors si on compare les 2 taux daccrétion : Si toute la masse reste dans les petits corps, alors 1>> 1 et 2~ 1…… le terme de droite >> 1 : m1 grandit beaucoup plus vite !!

68 Exemple de simulation daccrétion Embryon planètaire

69 Par ce procéssus on crée un population dembryons de planètes. À 1 AU : le temps est denviron 10 5 ans MAIS Leffet boule de neige ne peut continuer indéfiniment Augmentation des vitesses relative Le matériau se vide CAR

70 ARRET DE lEFFET BOULE DE NEIGE : MASSE DISOLATION Un corps de masse M peut accréter du matériau À lintérieur de ~ 4 rayons de Hill

71 Cela fixe une limite supérieure à la masse que lon peut accréter (masse disolation) : distance à létoile 4 (Mi/M * ) 1/3 Densité de surface du disque On résoud, et on trouve M=(16 r 2 ) 3/2 / (3 M * ) 1/2 à 1 au où ~6g/cm 2 M=1/30 M terrestre

72 Paramétrisation simple : Masse disolation Temps daccrétion Pour la Terre : ~ 0.3M en 10 5 ans Pour Jupiter : ~ 30M en 10 6 ans

73 Croissance des planètes géantes gazeuses Accrétion « Boule de Neige » au milieu du gaz Accrétion du gaz

74 Emballement de laccrétion dune enveloppe de gaz Effondrement rapide sur la planète RESULTAT : Un cœur de roche Une enveloppe de gaz

75

76 Lépoque 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

77 « Late Stage accretion » Que se passe-til ? Une centaine dembryons < 5AU Les embryons sont séparés de ~ 10 rayons de Hill => Comment sortir de lisolement ? +saut vers 3 au pour la glace Rayon de Hill Densité du disque

78 Les perturbations gravitationnelles !! Les embryons se perturbent mutuellement dv~(2GM embryo / r) 1/2 => e ~dv/V orb avec V orb =R(GM * /R 3 ) E augmente => croisement des orbites => Collisions geantes

79 Raymond et al. 2004, Icarus 168

80 Alexander & Agnor 1998

81

82 Temps typique de la phse finale : 10 8 ans >> temps de dissipation de la nébuleuse Environnement pauvre en gaz génération de nombreux débris (disques de débris)

83 Des planètes trop excentriques

84 Importance de la friction dynamique ? (non prise en compte dans ces simulations) Importance de la fragmentation ?

85 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 …

86 Pour la ceinture dastéroïdes : une réponse Des travaux récents suggèrent quil y avait des Protoplanètes entre Mars et Jupiter ejection 1 2 3

87 Mais cela ne marche pas pour la ceinture de Kuiper (les protoplanètes ne peuvent être éjectées….) Masse de la ceinture aujourdhui : ~ 0.1 Mt Masse de la ceinture initiale : ~ Mt !! Nouvelles idées : migration des planètes géantes… passage dune étoile proche

88 La ceinture de Kuiper est tronquée à ~ 48 AU en résonance avec Neptune

89 Une explication : la ceinture de Kuiper nexistait pas au début Elle a été transportée sur place par Neptune qui a migrée vers lextérieur…. 15 AU Résonance 2:1 Migration à 30 AU à par éjection de planétésimaux Résonance 2:1 Bord du disque: ~20 AU

90 Alors pourquoi le disque était initialement tronqué à 20 AU ? Solution possible : passage dune étoile très proche (à mois de 200 AU) après la naissance du disque Théoriquement possible car les étoiles se forment en groupe

91

92 Disques post-planètaires HD (~100 parsecs) pré seq. princ. ; ~10 7 ans, Disque : i~ 50°

93 Beta-Pictoris (~19 parsecs) : A5, ~10 8 ans, ZAMS Disque : i~ 0°. Trou central REEL

94 4. Les autres Systèmes Solaires A lheure actuelle : Pas dobservation directe de planètes autour dautres étoiles 1994 : Incertitude totale sur lexistence dautres Systèmes- Solaire. 1995, 6 Octobre : Première détection indirecte :Une planète autour de 51 Pégase ….GRANDE SURPRISE !!

95 MercureVénus Terre SOLEIL 51 PEGASE Tourne en 5 jours autour de létoile Très différent de notre Système- Solaire ! 51 Pégase : Une planète grande comme JUPITER Qui est très proche de son Soleil

96 De nombreuses planètes Découvertes de manière indirecte Novembre 1999 : Détection dun transit

97 Premier transit en 1999 HD – (150 a.l.) Vue dartiste

98 PREMIER SYSTEME PLANETAIRE « PLAT » EN 2001 : 47 UMA

99 Un système planétaire Autour de Upsilon Andromède

100 Comment une planète de type Jupiter Peut 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 QEST-CE QUUNE PLANETE ?

101 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 dautres Terres autour dautres étoiles…

102 DARWIN COROT Attendons ~ 15 ans encore pour les voir Et 2000 ans pour y aller …

103

104

105

106

107

108

109

110

111


Télécharger ppt "La formation des planètes Sébastien Charnoz Université Paris 7 & CEA Saclay."

Présentations similaires


Annonces Google