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

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

Collisions et structuration du(es) système(s) solaire(s)... ou comment évacuer >90% de lénergie potentielle du nuage qui a formé formé le système solaire.

Présentations similaires


Présentation au sujet: "Collisions et structuration du(es) système(s) solaire(s)... ou comment évacuer >90% de lénergie potentielle du nuage qui a formé formé le système solaire."— Transcription de la présentation:

1 Collisions et structuration du(es) système(s) solaire(s)... ou comment évacuer >90% de lénergie potentielle du nuage qui a formé formé le système solaire E.Pantin S.Charnoz

2 Collisions Pertes dénergie Structuration

3 Phase I : du m à 1m : accrétion des petits grains ( ans) Phase II du km à 1000 km: effet « boule de neige » (runaway growth) ( ans) Phase III : assemblage final : ère des proto-planètes ( Myr)

4 Phase I : du m à 1m : accrétion des petits grains ( ans) Disques EPAIS de gaz+poussières Tailles : ~ m au départ ~1 m (collage, Van der Waals) ~m (sédimentation vers plan médian)

5 Problèmes restant : arrivé à des tailles du m, les particules ont un temps de vie de ~100 ans (!!) (gas drag) Solutions possibles : simulations : S.Charnoz instabilité gravitationnelle (disque pas trop turbulent) ?? instabilité gravitationnelle (disque pas trop turbulent) ?? ?? tourbillons où se concentre rapidement la matière ?? (détruits par rotation différentielle (« Keplerian shear »)) ?? tourbillons où se concentre rapidement la matière ?? (détruits par rotation différentielle (« Keplerian shear »))

6 Les planètésimaux (1-10 km) sont formés 1P/Halley (13/03/86) (Giotto) Tempel 1 (deep impact)

7 Phase I : du m à 1m : accrétion des petits grains ( ans) Phase II du km à 1000 km: effet « boule de neige » (runaway growth) ( ans) Phase III : assemblage final : ère des proto-planètes ( Myr)

8 Phase II du km à 1000 km: effet « boule de neige » (runaway growth) Les corps les plus gros prennent le dessus, disque FROID Collisions « douces » accrétion (V impact < V lib ) Se simule bien en utilisant approche « statistique » Apparition dembryons (« lunes ») Ils sisolent (accrétion limitée à 4 rayons de « Hill ») Terre : ~ 0.3M en 10 5 ans Jupiter : ~ 30M en 10 6 ans Outils : équation de Coagulation (Scholuchowski)

9 1-10 Myr : Croissance oligarchique : les corps les plus gros controlent lévolution dynamique du système. Etudes en cours

10 Phase I : du m à 1m : accrétion des petits grains ( ans) Phase II du km à 1000 km: effet « boule de neige » (runaway growth) ( ans) Phase III : assemblage final : ère des proto-planètes ( Myr)

11 Phase III: assemblage final des planètes telluriques: (ère des proto-planètes, Myr) Perturbations gravitationnelles -> excitation mutuelle des ~100 embryons. Transferts dénergie Collisions géantes, destruction puis réaccrétion. Seules quelques planètes « survivent » Apport de leau sur Terre depuis la région des astéroides ? Outils : Simulations numériques N-corps Problème : comment re-régulariser le système ? (-> i, e=0) Effet dissipatifs/transfert énergie vers corps plus petits (négligée dans simulations) ?

12 Un cas particulier : formation de la Lune par un impact géant (~100 Myr) Outils : hydrodynamique type SPH (desc. Lagrangienne) 80% matière impacteur se retrouve dans la lune. ?? composition si similaire entre Terre et Lune ??

13 « Late Heavy Bombardment » ( Myr) Jupiter et Saturne entrent en résonance mutuelle ( e agitation), disruption de la proto-ceinture de Kuiper. Grand brassage de matière dans le système solaire ! Cratèrisation de la lune.

14 Phase I : du m à 1m : accrétion des petits grains ( ans) Phase II du km à 1000 km: effet « boule de neige » (runaway growth) ( ans) Phase III : assemblage final : ère des proto- planètes ( Myr) Ere des disques de débris ? ?

15 Structuration des disques de débris (10-? Myr) Disques de poussières, 2 ème génération re- créés et entretenus par collisions ou évaporation de planètésimaux (t rem = ans). Planet Simulations : M.Boquien Planètes géantes formées en ~10 Myr + plan è t é simaux Interactions planètes-poussières qui migre radialement (pression radiation, PR) => structures (vides internes, assymétries)

16 Cas bien particulier : disque de Pictoris ADONIS (Mouillet et al.) J band (1.65 m) VISIR (Pantin et al.) HST (Heap et al.) Collisions/évaporation planètésimaux régions internes => très petites particules, facilement chauffées et amenées à plus grande distance par pression de radiation ??

17 Phase III : assemblage final : ère des proto-planètes : planètes géantes Embryo formation (runaway) Embryo isolation Rapid gas accretion Truncated by gap formation


Télécharger ppt "Collisions et structuration du(es) système(s) solaire(s)... ou comment évacuer >90% de lénergie potentielle du nuage qui a formé formé le système solaire."

Présentations similaires


Annonces Google