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La formation des planètes. Sébastien Charnoz Université Paris 7 & CEA Saclay. 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. Comprendre l’origine des planètes
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La formation des planètes Sébastien CharnozUniversité Paris 7 & CEA Saclay
Quand on descend les échelles de tailles on remarque que les structurent se complexifient Les grandes structures engendrent des structuresplus petites et plus complexes
Comprendre l’origine des planètes Comprendre comment se créent les planètes à partir : ØDes Etoiles ØDu Gaz et poussières interstellaires
1.Les contraintes (observations, données etc..) 2.Les premières théories modernes 3.Le modèle actuel : principes 4.Les autres systèmes solaires
1. Les observations 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
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
Portrait de famille du Système Solaire. Des planètes et une ceinture d’astéroïde interne
Plus à l’extérieur : Une 2ème ceinture dite de « Kuiper »
Encore plus loin : le nuage d’Oort : lieu de résidence des comètes (à longue période)
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
2. Planètes externes (> 5 UA) géantes et composées de gaz 15 à 300 x la massede la terre
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)
Les planètes ne vivent pas n’importe où : dans le plan écliptique Ceinture de Kuiper Ceinture Astéroïdes Pluton Venus Mars Saturne Neptune Mercure Terre Jupiter Uranus
SOLEIL PLANETES MASSE 99 % 1% Moment Cinétiqur 1% 99% La Masse et le Moment Cinétique Ne sont pas répartis également Dans le Système-Solaire
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
Théorie unitaire : Nébuleuse primitive de KANT-LAPLACE : Effondrement d’une nébuleuse primordiale faite de gaz et de poussières.
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
Théorie Catastrophique Buffon, Jeans, Jeffreys Une étoile proche a arraché de la matière Au Soleil
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
ET ALORS ? 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)
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
Simulationhydrodynamique 3D de formation d’étoilesen amas. Point de départ: unesphère de gaz
Etat Initial : MASSE DISQUE = 1% MASSE ETOILE Un disque de gaz et de poussières entourant une étoile en formation
DISQUE : 99 % GAZ ( HYDROGENE) 1 % GRAINS TAILLE DES GRAINS : 1 micron Les grains vont grandir et donneront les planètes d’aujourd’hui. gaz + poussières gaz + poussières
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:
DYNAMIQUE DU GAZ Accélération de gravité à la distance R F=GM*/R2 = R k2 Épaisseur du disque Accélération verticale ~ k2H Energie potentielle Ep=1/2k2 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
DYNAMIQUE DU GAZ A quelle vitesse tourne le gaz (g) ? La pression diminue l’intensité du champ de gravité !! Acentrifuge : Rg2 Agravité= Rk2 ( !!! 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….
DYNAMIQUE DU GAZ En définitif k= g(1-) avec ~ 5 10-3 Cette vitesse sous képlérienne du gaz va avoir pour conséquence de faire migrer les particules vers l’étoile…
PENDANT LA CHUTE : Les plus gros flocons rattrapent les plus petits et les absorbent
CROISSANCE DES GRAINS : Collisions mutuelles entre les grains + collage + réactions chimiques TAILLE DES GRAINS : 1 centimètre Comment continuer à grandir ? Agrégats en flocons
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
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
SEDIMENTATION DES GRAINS Ff=1/eVz PFD => z=z1e-t/e+z2e-t/s m Temps de couplage Fg=kz m Temps de sédimentation =105 ans à 1 UA
L=Vrel x dt CROISSANCE DES GRAINS Mais en fait ce temps est beaucoup plus court car pendantleur chute les grains grandissent ( rp augmente) En effet, les collisions entre grains font grandir la taille desgrains …. A quelle vitesse ?? Masse accumulée en un temps dt
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=4/3sr3 => dm/dt= 4 s r2dr/dt
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
MIGRATION DES GRAINS Les grains frottent contre le gaz => ils perdent de l’énergie => Ils migrent A quelle vitesse ?
On se place dans le référentiel cylindrique 0 en régimestationnaire << Vphi2/R Comme le grains s’équilibre vite avec le gaz V~gr
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 sensiblessont de l’ordre du mètre