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

Collisions Pertes d’énergie Structuration

Phase I : du m à 1m : accrétion des petits grains (1000-10 000 ans) Phase II du km à 1000 km: effet « boule de neige » (runaway growth) (10 000- 500 000 ans) Phase III : assemblage final : ère des proto-planètes (10-100 Myr)

Phase I : du m à 1m : accrétion des petits grains (1000-10 000 ans) les plus gros tombent plus vite et grossissent plus Disques EPAIS de gaz+poussières Tailles : ~ 0.01-0.1 m au départ ~1 m (collage, Van der Waals) ~m (sédimentation vers plan médian)

simulations : S.Charnoz 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) ?? ?? tourbillons où se concentre rapidement la matière ?? (détruits par rotation différentielle (« Keplerian shear »))

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

Phase I : du m à 1m : accrétion des petits grains (1000-10 000 ans) Phase II du km à 1000 km: effet « boule de neige » (runaway growth) (10 000- 500 000 ans) Phase III : assemblage final : ère des proto-planètes (10-100 Myr)

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 (Vimpact < Vlib) Se simule bien en utilisant approche « statistique » Outils : équation de Coagulation (Scholuchowski) Apparition d’embryons (« lunes ») Ils s’isolent (accrétion limitée à 4 rayons de « Hill ») Terre : ~ 0.3M en 105 ans Jupiter : ~ 30M en 106 ans

1-10 Myr : Croissance oligarchique : les corps les plus gros controlent l’évolution dynamique du système. Etudes en cours

Phase I : du m à 1m : accrétion des petits grains (1000-10 000 ans) Phase II du km à 1000 km: effet « boule de neige » (runaway growth) (10 000- 500 000 ans) Phase III : assemblage final : ère des proto-planètes (10-100 Myr)

Outils : Simulations numériques N-corps Phase III: assemblage final des planètes telluriques: (ère des proto-planètes, 10-100 Myr) Perturbations gravitationnelles -> excitation mutuelle des ~100 embryons. Transferts d’énergie Collisions géantes, destruction puis réaccrétion. Seules quelques planètes « survivent » Apport de l’eau 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) ?

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

« Late Heavy Bombardment » (700-900 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.

Phase I : du m à 1m : accrétion des petits grains (1000-10 000 ans) Phase II du km à 1000 km: effet « boule de neige » (runaway growth) (10 000- 500 000 ans) Ere des disques de débris ? Phase III : assemblage final : ère des proto-planètes (10-100 Myr)

Structuration des disques de débris (10-? Myr) Planètes géantes formées en ~10 Myr + planètésimaux Disques de poussières, 2ème génération re-créés et entretenus par collisions ou évaporation de planètésimaux (trem= 10000 ans). Interactions planètes-poussières qui migre radialement (pression radiation, PR) => structures (vides internes, assymétries) Planet Simulations : M.Boquien

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 ??

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