Les collisions dans les systèmes planétaires

Présentation au sujet: "Les collisions dans les systèmes planétaires"— Transcription de la présentation:

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 d’évolution 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 Formation des planétésimaux Collage des planétésimaux (Runaway Growth) Collisions géantes, dissipation nébuleuse

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

5 Early stages of accretion of planetesimals
Accretion of planetesimal in the solar nebula has : A shape similar to a Hill sphere… A circular/non-inclined orbit 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 l’accrétion des corps COLLAGE GRAVITATIONNEL ( Le plus facile à modéliser)

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

9 Greenberg et al. Cette étape se simule bien en utilisant une approche « statistique » Equation de Coagulation (Schomulosky) La collision proprement dite n’est pas modélisée C’est l’évolution du système que l’on suit Voir le prochain seminaire * Multi-echelle

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

11 Erosion des ceintures de débris
Kuiper et la ceinture d’astéroïdes ont un déficit de masse d’environ !! 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 n’en ont pas => Rubble Pile Rebond+gravité (idem simulations Saturne)

12 Experimentations en laboratoires + comparaisons sim. SPH

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

14 Patrick Michel et al. (Obs. Nice)
Impact d’une 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 l’anneau F

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

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

21 Rencontre gravitationnelle avec l’anneau
Charnoz et al.

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

23 … A French croissant !!!

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

25 CONCLUSION Les collisions sont un facteur d’évolution 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 l’évolution De Kuiper, Astéroides et des planétésimaux