La formation des planètes

Présentation au sujet: "La formation des planètes"— 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 l’origine des planètes
Comprendre l’origine des planètes  Comprendre comment se créent les planètes à partir : Ø          Des Etoiles Ø          Du Gaz et poussières interstellaires

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

5 1. Les observations Qu’est ce qu’un système Solaire ?
Qu’est ce qu’un système Solaire ? Une étoile entourée d’une 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 Pas de détection directe

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

7 Portrait de famille du Système Solaire.
Des planètes et une ceinture d’astéroïde interne

8 Plus à l’extérieur : Une 2ème ceinture dite de « Kuiper »

9 Encore plus loin : le nuage d’Oort : 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 :
Dans la ceinture d’astéroïde (3 UA) Dans la ceinture de Kuiper (40 UA) Dans le nuage d’Oort (comètes) (104 UA)

13 Les planètes ne vivent pas n’importe 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 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 l’issue d’un phénomène catastrophique

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

17 Toutes les planètes se forment Dans le même plan Explique à la fois :
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
Théorie Catastrophique Buffon, Jeans, Jeffreys Une étoile proche a arraché de la matière Au Soleil

19 Pas de pb. de quantité de Rotation (remis en question + tard)
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 s’est formée dans un milieu FROID Condensation des planètes dans le filament

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

21 Nébuleuse de Kant – Laplace
Nébuleuse de Kant – Laplace

22 Disques autour d’étoiles Jeunes

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25 TRIFID

26 3. Le Modèle Actuel Un groupe d’étoiles se forment au sein d’une nébuleuse en effondrement Les étoiles s’entourent d’un cocon de gaz Les étoiles subissent des rencontres proches et parfois se dispersent Simulation numérique de la formation d’étoiles

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

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

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

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35 Structure du disque de gaz
Hydrogène moléculaire À 1 UA : T~ 700 K, P~ 1 Pa ~ 10-7 kg/m3 Cs~2000 m/s Vitesse de rotation du disque:

36 Accélération de gravité à la distance R F=GM*/R2 = R k2
DYNAMIQUE DU GAZ Accélération de gravité à la distance R F=GM*/R2 = R k2 Épaisseur du disque Accélération verticale ~ k2 H  Energie potentielle Ep=1/2 k2 H2 Energie cinétique Ec=1/2  Cs2 Ecinétique =Epotentielle => H~ Cs/k Noter que H r1.5 si Cs=cst H À 1 AU : H~ 1010 m ~ 0.1 R A 5 AU : H ~ 10-4 R => H << R dans le disque

37 A quelle vitesse tourne le gaz (g) ?
DYNAMIQUE DU GAZ A quelle vitesse tourne le gaz (g) ? La pression diminue l’intensité du champ de gravité !! Acentrifuge : Rg2 Agravité= Rk2  ( !!! dP/dR < 0 !!!) Mouvement subkeplérien. Or P~Cs2 et d/dr~-1.5 /r => (g2 - k2)/ k2 ~ (-Cs2/r2)/ g2 = (H/r)2 << 1 ~ 0,01 à 1 UA ……… légérement sous képlérien….

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

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

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

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

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 d’Epstein (taille des grains << libre parcours moyen des molécules) On peut définir un temps de mise à l’équilibre des grains : 1/e

43 Pour une particle avec r=10-6 m faite de roche on obtient e~ 10 s
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 . Sédimentation 2 effets : Chute des grains vers l’étoile

44 z=z1e-t/e+z2e-t/s SEDIMENTATION DES GRAINS Ff=1/eVz PFD => m
Temps de couplage Fg=kz m Temps de sédimentation =105 ans à 1 UA

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

46 CROISSANCE DES GRAINS Densité de solide= gaz Vrel ~Vitesse d’agitation moléculaire Si équilibre avec le gaz H2 1/2mVrel2~/2mmoleculeCs2 Vrel~ Cs/(m/mh2)1/2 Section efficace De plus m=4/3sr3 => dm/dt= 4 s r2dr/dt

47 CROISSANCE DES GRAINS d’où : 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 l’ordre du cm au m

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

49 On se place dans le référentiel cylindrique
0 en régime stationnaire << Vphi2/R Comme le grains s’équilibre vite avec le gaz V~gr

50 Il reste donc : Vr~r(g2- k2)e
Vr < 0 : migration vers l’étoile Vr  r : plus la particule est grosse plus la migration est rapide Vr ~ 10-4 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 l’ordre du mètre

51 Pour les grosses particules (D> l. p. m
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 l’étoile 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 d’un 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 l’instabilité gravitationnelle … mais qq problèmes Il existe une densité critique au delà de laquelle l’instabilité gravitationelle s’installe :

55 4Gcr = ( + cs/H)2 Energie grav. Energie cinétique d’agitation
alors l’instabilité s’installe Qd Egrav > Eagitation Pour  > cr une perturbation initiale de la taille de l’ordre de s’effondre avec une échelle de temps de l’ordre de l’inverse de la fréquence de Jeans, qui représente à peu près une période orbitale Le disque de grains se fragmente en morceaux de masse mpl = H3 cr .

56 Pour les planètes géantes :
cr = g/cm3 H = 1010 cm m = 1021 g D =100 km,  = 1 g/cm3 . Dans la région des planètes telluriques H : comparable  :100 fois plus grande corps de 5 km

57 CEPENDANT De nombreux travaux semblent montrer que l’instabilité ne peut s’installer car le gaz est turbulent (Cs est grand). Pour l’instant 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
109 corps ~ 10 km de diamètre Croissance par collisions mutuelles

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

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

62 L’effet « Boule de Neige »
L’effet « Boule de Neige » 2 1 3

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

64 PHYSIQUE DE L’EFFET BOULE DE NEIGE
Deux corps s’accrétent si leur vitesse d’impact est < vitesse de libération Donc plus les vitesses de rencontre sont faibles, Plus l’accrétion est efficace

65 Dans un milieu dominé par des corps de masse M, les vitesses d’agitation sont de l’ordre de la vitesse d’évasion 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 Vevasion (conservation de l’Energie) Vevasion est la vitesse d’équilibre ~ 10 m/S

66 MISE EN EVIDENCE DE l’EFFET 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 d’accrétion de m1 est : Section efficace Nb de corps m2 / volume Vitesse d’impact = Vitesse relative + Vitesse d’évasion

67 De même pour les corps m2 :
Alors si on compare les 2 taux d’accrétion : 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 d’accrétion
Embryon planètaire

69 L’effet boule de neige ne peut continuer indéfiniment
Par ce procéssus on crée un population d’embryons de planètes. À 1 AU : le temps est d’environ 105 ans MAIS L’effet boule de neige ne peut continuer indéfiniment CAR Augmentation des vitesses relative Le matériau se vide

70 ARRET DE l’EFFET BOULE DE NEIGE :
MASSE D’ISOLATION Un corps de masse M peut accréter du matériau À l’intérieur de ~ 4 rayons de Hill

71 Cela fixe une limite supérieure à la masse que l’on peut accréter (masse d’isolation) :
distance à l’étoile Densité de surface du disque 4 (Mi/M*)1/3 On résoud, et on trouve M=(16r2 )3/2 / (3 M*)1/2 à 1 au où ~6g/cm2 M=1/30 Mterrestre

72 Paramétrisation simple :
Masse d’isolation Temps d’accrétion Pour la Terre : ~ 0.3M en 105 ans Pour Jupiter : ~ 30M en 106 ans

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

74 Ø Emballement de l’accrétion d’une enveloppe de gaz
Ø          Effondrement rapide sur la planète RESULTAT : Un cœur de roche Une enveloppe de gaz

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76 L’époque 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 d’embryons < 5AU Les embryons sont séparés de ~ 10 rayons de Hill Rayon de Hill Densité du disque +saut vers 3 au pour la glace => Comment sortir de l’isolement ?

78 Les perturbations gravitationnelles !!
Les embryons se perturbent mutuellement dv~(2GMembryo/r)1/2 => e ~dv/Vorb avec Vorb=R(GM* /R3) E augmente => croisement des orbites => Collisions geantes

79 Raymond et al. 2004, Icarus 168

80 Alexander & Agnor 1998

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82 Temps typique de la phse finale : 108 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
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 d’astéroïdes : une réponse
Des travaux récents suggèrent qu’il y avait des Protoplanètes entre Mars et Jupiter 1 ejection ejection 2 3

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

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

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

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

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92 Disques post-planètaires HD 100546 (~100 parsecs)
HD (~100 parsecs) pré seq. princ. ; ~107 ans , Disque : i~ 50° 

93 Beta-Pictoris (~19 parsecs)
 : A5, ~108 ans , ZAMS Disque : i~ 0° . Trou central REEL

94 Pas d’observation directe de planètes autour d’autres étoiles
4. Les autres Systèmes Solaires  A l’heure actuelle : Pas d’observation directe de planètes autour d’autres étoiles  1994 : Incertitude totale sur l’existence d’autres Systèmes-Solaire. 1995, 6 Octobre : Première détection indirecte :Une planète autour de 51 Pégase …. GRANDE SURPRISE  !!

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

96 Novembre 1999 : Détection d’un transit
De nombreuses planètes Découvertes de manière indirecte Novembre 1999 : Détection d’un transit

97 Premier transit en 1999 HD – (150 a.l.) Vue d’artiste

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 : Migration dans la nébuleuse de gaz Simulation numérique 2. Formation sur place : Dans ce cas : « Jupiter Chaud » ~ petite étoile Q’EST-CE QU’UNE PLANETE ?

101 Ø Modèle standard semble marcher
En conclusion Ø          Modèle standard semble marcher Ø          On comprend bien la formation des planètes telluriques Ø          Points obscures sur la formation des géantes gazeuses Ø          Nouvelles planètes extra-solaires Ø          Géantes et « collées » à leur étoile Ø          Migration possible  Il existe sûrement d’autres Terres autour d’autres étoiles…

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

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