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Systèmes planétaires Formation des étoiles Comment savoir si des étoiles se forment encore actuellement? Diagramme de Hertzsprung-Russell Couleur-Eclat.

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2 Systèmes planétaires Formation des étoiles

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4 Comment savoir si des étoiles se forment encore actuellement? Diagramme de Hertzsprung-Russell Couleur-Eclat Les étoiles de la séquence principale transforment H en He Plus les étoiles sont lumineuses, plus leur durée de vie est courte Elles constituent les étoiles bleues de la séquence principale

5 Galaxies spirales Taches bleues ? Etoiles jeunes Systèmes planétaires en formation

6 Galaxies elliptiques Couleur rougeâtre Etoiles vieilles Pas de systèmes planétaires en formation

7 Formation dune proto-étoile équilibreNuage de matière interstellaire en équilibre Perturbation de la densité Effondrement Effondrement Cocon entourant une protoétoile en contraction

8 Retour à léquilibre * Echauffement * dû à la contraction * Refroidissement * dû à lémission IR de H 2 A star is born Nouvel équilibre

9 VisibleInfra-rouge Nébuleuse dOrion

10 Formation dun disque planétaire Rotation de la Galaxie Rotation du nuage en contraction presque partout à léquateur Formation dun disque plat et en équilibre en quelques millions dannées Conservation du moment angulaire Le nuage tourne de plus en plus vite La force centrifuge est max à léquateur

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12 Ceci explique : Les planètes sont à peu près dans un même plan Pour le système solaire Plan de lécliptique Ecliptique ~ Equateur solaire Sens de rotation du Soleil = Sens de révolution des planètes Collisions et forces de marée Orbites quasi- circulaires

13 Champ magnétique Frein magnétique Transfert de moment angulaire de létoile vers la nébuleuse

14 Vent stellaire

15 Refroidissement de la nébuleuse Condensation T~1500K éléments réfractaires : Ca, Ti, Al T<1500K éléments volatils : H 2 O, NH 3, CH 4

16 Différenciation des planètes Compétition entre le vent stellaire qui chasse le gaz résiduel de la nébuleuse le refroidissement qui produit la condensation Dans la nébuleuse, T diminue lorsque la distance à létoile augmente. La composition chimique dépend de la distance à létoile. Près du soleil, il ny a pas de condensation déléments volatils car T est trop élevé. Le vent solaire lemporte.

17 Différenciation des planètes Planètes terrestres : Mercure, Vénus, Terre, Mars Eléments réfractaires Planètes rocheuses H 2 O sur Terre ? Comètes ! Planètes joviennes : Jupiter, Saturne, Uranus, Neptune Eléments réfractaires et volatils Planètes gazeuses

18 Accrétion 1. Collisions de petites particules restant collées par interactions électrostatiques 1 cm 2. 2.Collisions inélastiques Planétésimes de 1 km 3. Planètes terrestres Accrétion par collisions et par attraction gravifique : le plus gros planétésime dune zone donnée accrète tous les autres pas de satellites Planètes joviennes Planètes joviennes Accrétion par collisions et par attraction gravifique : masse 10 à 20 fois plus élevée grâce aux constituants volatils masse 10 à 20 fois plus élevée grâce aux constituants volatils Accrétion gravifique du reste de la nébuleuse planètes très massives Accrétion gravifique du reste de la nébuleuse planètes très massives Formation de satellites rocheux dans le milieu dépourvu déléments volatils Formation de satellites rocheux dans le milieu dépourvu déléments volatils

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21 Loi de Titius - Bode Des simulations numériques permettent de retrouver la loi de Titius – Bode : D i = 0.4 i = 1 D i = O (i-2) i 2

22 Densité moyenne des planètes Eléments réfractaires De plus en plus déléments volatils C CO au lieu de CH 4

23 Structure interne des planètes Dès que le rayon dépasse quelques centaines de km, les pression élevées et le chauffage provenant des désintégrations radioactives rendent la matière fluide. Ségrégation Ségrégation Les éléments les plus lourds tombent vers le centre, Les plus légers remontent en surface. Terre ….. Noyau : Fe Manteau : Silicates Manteau : Silicates

24 Origine de la Lune Lune = 3.3 g/cm 3 Lune = 3.3 g/cm 3 Terre = 5.2 g/cm 3 Terre = 5.2 g/cm 3 Orbite de la Lune Orbite de la Lune Ecliptique Orbite de la Lune # Plan équatorial de la Terre Composition chimique ~ Manteau – H 2 0 Problèmes ???

25 Galileo

26 Explication possible Après la ségrégation chimique de la Terre, collision avec un planétésime massif Ejection de morceaux de lithosphère Ejection de morceaux de lithosphère qui se regroupent pour former la Lune qui se regroupent pour former la Lune Densité faible Densité faible Regroupement proche de lEcliptique Regroupement proche de lEcliptique Chaleur de limpact => Disparition des Chaleur de limpact => Disparition des éléments volatils éléments volatils

27 Mercure Mariner 10

28 Vénus Mariner

29 La Terre Galileo 1990

30 Mars HST 1995

31 Astéroïdes Galileo

32 Jupiter Voyager 1

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34 Les satellites galiléens Callisto Voyager 2 Ganymede Voyager 1

35 Les satellites galiléens Europa Voyager 1 Io Voyager 1

36 Saturne

37 Uranus Voyager

38 Neptune Voyager 2

39 Pluton HST

40 Observations : Hot Jupiters Planètes géantes près de létoile Planètes géantes près de létoile Impossible à former in situ car Impossible à former in situ car trop peu déléments volatils trop peu déléments volatils Hypothèse de la migration Hypothèse de la migration des planètes géantes vers des planètes géantes vers létoile létoile

41 La migration provient principalement de lexistence de couples de torsion entre les zones internes et externes de la nébuleuse.

42 Existence de gaps dans la nébuleuse

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44 Migration vers le centre La planète trop peu massive pour produire un gap La planète trop peu massive pour produire un gap dans la nébuleuse Migration vers le centre dans la nébuleuse Migration vers le centre La planète peut rencontrer une zone suffisamment La planète peut rencontrer une zone suffisamment dense, y ouvrir un gap et se stabiliser dense, y ouvrir un gap et se stabiliser La planète est assez massive pour produire un gap La planète est assez massive pour produire un gap dans la nébuleuse Migration selon le gap dans la nébuleuse Migration selon le gap

45 Détection des Hot Jupiters Ces planètes ont été principalement détectées en étudiant la perturbation du mouvement de létoile-mère. Détection de planètes massives Détection de planètes massives Détection de planètes proches de létoile-mère Détection de planètes proches de létoile-mère

46 Existe-t-il des « petites » planètes ailleurs? Méthode des « Transits » planétaires On mesure laffaiblissement de la lumière en provenance de létoile-mère lorsque la petite planète passe devant le disque stellaire.

47 Visualisation dun transit planétaire

48 Mission spatiale COROT

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