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Les collisions dans les systèmes planétaires Leur rôle et les outils numériques au travers de quelques exemples Sébastien Charnoz.

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1 Les collisions dans les systèmes planétaires Leur rôle et les outils numériques au travers de quelques exemples Sébastien Charnoz

2 Les collisions agissent à TOUTES les étapes dévolution des systèmes planétaires Accrétion des planétésimaux Accrétion/destruction des embryons planétaires Evolution des ceintures de débris (Astéroïdes, Kuiper) Rencontres comètes-planètes Rencontres avec les anneaux Etc…

3 Formation de planètes dans le disque protoplanétaire: Rappel Scénario standard : Coagulation des éléments lourds (poussières …) Mélange gaz + poussière Sédimentation dans le plan équatorial Collage des planétésimaux (Runaway Growth) Collisions géantes, dissipation nébuleuse Formation des planétésimaux

4 MAIS Le rôle des collisions peut-être très différent en fonction de létape que lon étudie !! Coalescence ou Fragmentation Les outils numériques sont très différents aussi ! Statistique – N-Corps - SPH En fonction de leffet des collision, lévolution globale du Système en sera profondément affecté

5 Accretion of planetesimal in the solar nebula has : A shape similar to a Hill sphere… A circular/non-inclined orbit Early stages of accretion of planetesimals GAZ FREE ! Charnoz et al.

6 Above Left Side From behind

7 Accrétion des planétésimaux Pour former des embryons Les planétésimaux apparaissent sur des orbites circulaires Taille ~ 10 Km V_evasion ~ 10 m/s V_rencontre ~ V_evasion Les collisions se traduisent par laccrétion des corps COLLAGE GRAVITATIONNEL ( Le plus facile à modéliser)

8 Une simulation Numérique Apparition de protoplanètes (taille lunaire à martienne) Nakamura et al.

9 Cette étape se simule bien en utilisant une approche « statistique » Equation de Coagulation (Schomulosky) La collision proprement dite nest pas modélisée Cest lévolution du système que lon suit Voir le prochain seminaire * Multi-echelle Greenberg et al.

10 Lépoque des embryons planétaires Les embryons planétaires subissent des collisions => Plus complexe a simuler car laccretion nest plus parfaite Canup et al. Ex : formation de la lune Explique bien les abondances isotopiques Rem : taille : Lune-Mars, Vimpact~ 10 Km/s Collision physique Fracturation, erosion etc… Necessite : equation detat Des solides, phys. De la fractura tion

11 Erosion des ceintures de débris Kuiper et la ceinture dastéroïdes ont un déficit de masse denviron 1000 !! Vitesse impact ~ Km/s Plusieurs scénarios : éjection dynamique ou érosion collisionnelle Necessité de BIEN connaître la physique de la fracturation MAL connu ! Gravité + Physique de la fracturation Soit les corps ont une résistance mécanique => SPH (Benz, Asphaug, Michel à Nice etc…) Soit ils nen ont pas => Rubble Pile Rebond+gravité (idem simulations Saturne)

12 Experimentations en laboratoires + comparaisons sim. SPH

13 Movie1 movie2 Simulations de collision entre rubble piles Interet : Il est possible que la masse des astéroides soit le produit De fragmentation de qq gros corps seulement! Michel et al. Charnoz (pour Saturne) Richardson et al.

14 Patrick Michel et al. (Obs. Nice) Impact dune bille de nylon sur une boule de basalte (5km/s)

15 Interactions satellites/anneaux Charnoz, Déau, Brahic etc.., Science 2005 Rencontre à longue distance : résonance Rencontre proche : collision physique + gravité

16 Prométhée rencontre lanneau F

17 F ring core Strands Since Voyager the F ring is known to be surrounded by « parrallel » ringlets called « strands » on both sides, with changing appearance. Murray et al. 1997, Showalter 2004 Cassini images

18 360° PROFILE OF THE F RING ON NOVEMBER 2004

19 The Spiral is confirmed in NOVEMBER 2004, APRIL and MAY 2005 Multiple starting spirals ? The spiral must rotate at local orbital speed !!

20 F ring core A cloud of particles released from the core WILL form a spiral because of KEPLERIAN SHEAR radial distance V- V+ F ring core T0 T1 T2 Longitudinal spreading, BUT NOT radial spreading

21 Rencontre gravitationnelle avec lanneau Charnoz et al.

22 Simulation : a piece of ring with 0.02° deg extension, particles Rencontre Physique avec lanneau MOVIE OF ENCOUNTER X Y PLANE DX DY S6 Charnoz et al.

23 … A French croissant !!!

24 Evolution of ejecta due to keplerian shear : formation of a spiral Caution : DT=2 Prometheus orbits J2 & J4=0 in the movie Prometheus is HERE at perihelion Core Scattered particles by a nearby satellite

25 CONCLUSION Les collisions sont un facteur dévolution MAJEUR dans les Systèmes Planétaires. Difficulté : Une collision est Gravitationnelle + Physique !! Leur rôle et les outils pour les étudier varient grandement Exemples Accrétantes : formation des planètes, Ncorps+coll etc.. Destructrices : erosion des ceintures de petit corps, SPH, Hydro etc.. Gravitationnelles : interactions satellites anneaux, Ncorps La physique de la fragmentation est fort mal comprise. Sa compréhension est nécessaire pour comprendre lévolution De Kuiper, Astéroides et des planétésimaux


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