Collisions et structuration du(es) système(s) solaire(s)

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1 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

2 Collisions Pertes d’énergie Structuration

3 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) ( ans) Phase III : assemblage final : ère des proto-planètes ( Myr)

4 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 : ~ m au départ ~1 m (collage, Van der Waals) ~m (sédimentation vers plan médian)

5 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 »))

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 (1000-10 000 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 (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

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

10 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) ( ans) Phase III : assemblage final : ère des proto-planètes ( Myr)

11 Outils : Simulations numériques N-corps
Phase III: assemblage final des planètes telluriques: (ère des proto-planètes, 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) ?

12 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)

13 « 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.

14 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) ( ans) Ere des disques de débris ? Phase III : assemblage final : ère des proto-planètes ( Myr)

15 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= ans). Interactions planètes-poussières qui migre radialement (pression radiation, PR) => structures (vides internes, assymétries) Planet Simulations : M.Boquien

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