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La formation du système solaire

Le disque protoplanétaire entourant l'étoile HD 169142 située à ~470 années-lumière dans le Sagittaire. ALMA y a détecté deux exoplanètes en formation. Document Fedele et al./ESO/ALMA/NAOJ/NRAO.

Le disque de poussière (VI)

1. La théorie de l'accrétion

La théorie de l'accrétion planétaire suppose que toutes les planètes se sont formées par la coalescence de poussières et ensuite par l'accrétion de roches plus massives. Selon Otto Schmidt, la poussière cosmique balayée par l’onde de choc d'une supernova se serait graduellement transformée en petits grains qui, à l’instar de nos boules de neige sont devenus graviers, galets, rochers et finalement des planétésimaux. Cette accrétion de gaz et de poussière finit par former des corps de la taille de la Lune qui continuèrent à s’agglutiner. Par leurs dimensions ces corps n’étant pas très nombreux, à mesure que le temps s’écoula le nombre de collisions entre planétésimaux diminua.

Cette théorie explique aussi pourquoi les planètes géantes en sont toujours au stade primitif de la formation, car éloignée de la région la plus dense, de moins en moins de planétésimaux ont pu fusionner sur la même période de temps. On reviendra sur la formation des planètes géantes.

Selon George W. Wetherill de l'Institut Carnegie de Washington, il faut compter environ 100 millions d’années pour que des fragments de 10 km de diamètre forment un objet de la taille de la Terre. Mais selon une étude plus récente de Kenyon et Bromley que nous allons décrire, ce temps d'accrétion pourrait être cent fois plus rapide.

Un premier indice en faveur de la théorie d'Otto Schmidt nous a été fourni par les missions Apollo. Les analyses de la surface de la Lune et des échantillons prélevés au sol ont montré que la plupart des cratères d’impacts avaient été créés il y a environ 4.5 milliards d’années. Une seconde vague d’impacts météoritiques remonte à 3.8 milliards d’années. Les impacts furent donc très abondants durant cette période puis ils décrurent rapidement.

En 1987, Takenori Nakano de l'Université de Kyoto apporta des précisions à ce modèle en réalisant des simulations de formations planétaires autour d'étoiles de 0.5 à 10 M. Son modèle montre que le disque protosolaire de gaz et de poussière contenait de nombreuses masses à forte inertie et se fragmenta au bout d'un million d'années pour former des planétoïdes, roches indépendantes de quelques centaines de kilomètres de diamètre, entourées d'une atmosphère gazeuse très dense.

Selon les modèles de Nakano, pour une étoile de 2 M et un disque de gaz et de poussière à 170 K (-100°C), une planète peut se former à 28 UA en environ 2.4 millions d'années après la naissance de l'étoile.

A voir : The Evolution of a Planet-Forming Disk, Spitzer

La formation du système solaire

Collision entre deux planétésimaux. .WMV de 467 KB. Document Spitzer.

Formation du système solaire (en anglais). AVI de 3.4 MB. Document NASA.

Selon les paramètres utilisés, une petite planète ou une planète géante peut se former à n'importe quelle distance de l'étoile (< 1 UA à 300 UA) et présente une inclinaison orbitale d'autant plus élevée qu'on s'éloigne de l'étoile mais qui ne dépasse pas 6° à 300 UA. Toutefois, toutes les planètes se formant au-delà de la ligne de glace (située à 4 UA pour une étoile de 1 M et à 11 UA pour une étoile de 1.8 M) présentent une inclinaison orbitale plus élevée que les planètes se formant dans la région interne du système (1.5-7° au-delà de 11 UA contre 0.3 à 4° en deça).

Néanmois, il s'agit de modèles réduits et particuliers car nous verrons qu'il est peu probable qu'une planète géante se forme en moins de 8 millions d'années et qu'une planète tellurique de la masse de la Terre se forme en moins de 40 millions d'années.

Mise à part la distance héliocentrique et l'inclinaison orbitale, malheureusement on ne peut pas vraiment valider ce scénario dans le système solaire puisque toutes les planètes sont déjà formées. On peut juste constater que les planètes évoluent pratiquement dans le même plan jusqu'à 30 UA soit 4.5 milliards de kilomètrres du Soleil  (Neptune), qu'elles se répartissent en fonction de leur nature, que le gaz a disparu et que les résidus de poussière et les débris se sont rassemblés dans plusieurs ceintures ou anneaux situés à des distances bien précises, en résonance avec les planètes.

A gauche, simulation de la distribution de la température dans le disque protosolaire 650000 ans après le début de la phase d'accrétion (disque fin Képlérien quasi statique). Le disque est tronqué arbitrairement à 25 UA mais peut s'étendre jusque 1000 UA. Les planètes sont déjà formées mais leur diamètre va encore augmenter par accrétion. La température au centre du disque dans la région des planètes telluriques est supérieure à 500 K (>220°C) mais tombe à 100 K (-127°C) à la distance de Jupiter. Au centre, bilan des collisions mutuelles entre les corps solides présents dans la nébuleuse protosolaire de masse minimale, déduites de diverses simulations numériques effectuées notamment à l'Observatoire de Paris. On voit clairement que dès que l’un des corps dépasse le mètre, l’accrétion est quasiment impossible. A droite, distribution radiale de la densité de matière dans la nébuleuse protosolaire de masse minimale ou MMSN (contenant la masse minimale de matière de composition solaire). On constate qu'elle suit une loi de puissance en r-1.5 sur toute l’extension du disque. Documents F.Hersant et al./Obs.Paris (2001) et SESP/Obs.Paris adaptés par l'auteur.

Nous devons donc trouver une autre méthode pour expliquer comment un disque protosolaire d'une fraction de masse solaire est passé de la phase grains de poussière à celle de planétésimaux et quel mécanisme fit disparaître tous les autres embryons de planètes.

A défaut de pouvoir étudier le phénomène d'accrétion dans le système solaire, revenons aux simulations numériques et aux expériences de laboratoire et tentons de découvrir à proximité du Soleil (< 1000 a.l.) des disques protoplanétaires contenant des planètes en formation.

2. Les simulations

Les expériences de laboratoire sont limitées car au-delà de la taille micronique, il est impossible de reproduire les conditions réelles de collisions entre des dizaines de particules de dimensions et de structures variées. Quant à l'échelle macroscopique, on peut juste simuler l'impact d'un seul objet sur une surface.

De plus, les expériences sous vide (en laboratoire, dans les avions 0-G ou à bord de la station ISS) permettent juste d'étudier l'effet de l'attraction électrostatique entre atomes et molécules et donc à courte distance et petite échelle (par exemple sur des grains de sable ou de la poudre de café comme l'a simulé le planétologue Dan Durda du SwRI). On ne peut pas simuler en laboratoire l'accrétion de la matière par effet gravitationnel car l'interaction est trop faible et les effets se manifestent trop lentement à l'échelle humaine (en années), sans mentionner qu'à grande échelle (galactique) la contraction d'un nuage fait aussi intervenir la matière noire qui fait office de colle entre les particules.

Reste la modélisation à condition de disposer de modèles représentatifs tenant compte des propriétés réelles des corps, ce qui est déjà un défi en soi.

Grâce aux simulations informatiques, on a pu simuler la croissance de grains de poussière et de cailloux de différentes tailles (de quelques microns à quelques centaines de mètres) et de différentes structures (poreuses ou denses) dans des configurations et des régimes de collisions variés jusqu'à des vitesses de quelques dizaines de mètres par seconde (5-50 m/s).

Ces expériences ont montré que les grains animés de vitesse lentes et poreux se collent plus facilement les uns aux autres que les grains rapides et massifs. Mais ces grains peu denses peuvent aussi être détruits par l'impact de petits grains plus rapides qui vont disperser la poussière.

Le bilan est donc mitigé et on ne peut pas vraimer tester le mécanisme d'accrétion sur ordinateur ou en laboratoire. S'ajoute à ce problème le fait qu'on ignore la nature exacte de ces corps, leur structure interne et leurs dimensions ainsi que l'influence du gaz contenu dans le disque protoplanétaire.

A voir : Simulation de croissance de grains de poussière, A.Seizinger/U.Tübingen

Simulation de l'agrégation de poussières

Depuis 2007 une équipe d'astronomes du Centre de Recherche Astrophysique de Lyon (CRAL) travaille sur un modèle numérique de disque protoplanétaire comprenant deux composantes, du gaz et des poussières, afin de déterminer la distribution spatiale de la poussière en fonction de la taille des grains et de la masse d'une planète déjà formée. Leur but est de déterminer les caractéristiques de l'étape intermédiaire, c'est-à-dire le passage des agrégats aux planétésimaux.

Dans une nouvelle étude basée sur des calculs analytiques dont les résultats furent publiés en 2017, une équipe internationale d'astrophysiciens dirigée par Jean-François Gonzalez du CRAL a montré que la poussière peut entraîner le gaz contenu dans le disque. En effet, jusqu'ici on pensait que le gaz entraînait la poussière par friction ou que la poussière ne pouvait s'accumuler que dans des conditions très particulières (par exemple une variation importante de densité ou de température ou en présence d'une planète), donnant aux pièges à poussière un rôle secondaire. Mais il s'avère que parfois, dans des milieux très poussiéreux, la poussière agit plus fortement sur le gaz. Cet effet est dénommé la rétroaction de la traînée dynamique. Habituellement négligeable, elle a jusqu'ici été ignorée des études sur la croissance et la fragmentation des grains. Or, dans des milieux riches en poussières comme le disque protoplanétaire entourant les étoiles froides où se forment de nombreuses planètes telluriques (cf. le système Trappist-1 comprenant 7 exoplanètes), cet effet est important et les pièges à poussière sont plus fréquents qu'attendus.

A voir : Dust trap animation, ESO

Simulation d'un disque protoplanétaire par l'équipe du CRAL à partir d'un nouveau modèle à deux composantes (gaz+poussière). L'image présente la situation après la formation du piège à poussière visible sous la forme d'un anneau de poussière brillant. Le gaz est représenté en bleu et la poussière en rouge.

L'effet de cette rétroaction induite par la friction de la poussière sur le gaz ralentit le déplacement des poussières vers l'intérieur du disque, donnant le temps aux grains de s'agglutiner et de grandir. Lorsqu'ils sont suffisamments grands, ils deviennent maître de leur destin et le gaz ne peut plus gouverner leurs mouvements. Au contraire, comme on le voit sur la simulation ci-dessus, sous l'influence de cette rétroaction, le gaz est repoussé vers l'extérieur du disque et forme une région sous haute pression appelée le piège à poussière. Ces pièges se créent spontanément et concentrent les grains provenant des régions extérieures du disque, créant un anneau très dense de corps solides qui facilite la formation des planétésimaux et des planètes.

Ces simulations montrent que nos moyens actuels permettent de détecter des disques protoplanétaires et des explanètes en formation plongées dans un disque de poussière jusqu'à plus de 100 années-lumière à condition d'utiliser un télescope de la classe VLT ou un télescope spatial et de travailler dans le domaine infrarouge (0.5-20 microns voire 200 microns). Voyons ce que nous ont révélées les observations.

3. Découverte des disques de poussière et des exoplanètes

La découverte d'exoplanètes en formation reste un défi compte tenu de nos moyens actuels. Mais on peut détecter des disques de poussière ou de débris, évaluer la taille moyenne de ces corps et détecter une protoplanète grâce à sa signature infrarouge ou par spectroscopie. Voici quelques systèmes emblématiques découverts ces dernières décennies, notamment des disques circumstellaires spiralés (sur la plupart des photos, l'image de l'étoile centrale a été occultée).

Ci-dessus à gauche, le premier disque spiralé découvert en 2004 autour de l'étoile AB Aurigae grâce au télescope Subaru de 8.2 m équipé d'une optique adaptative. Ce disque s'étend sur environ 500 UA; il est trois fois plus étendu que celui entourant Fomalhaut (voir plus bas). Au centre, le disque en spirale entourant de l'étoile HD135344B situé à environ 450 années-lumière dans la constellation du Loup photographié en 2016 en infrarouge par l'instrument SPHERE du VLT. A droite, le disque spiralé entourant la jeune étoile Elias 2-27 située à 470 années-lumière dans Ophiuchus (Serpentaire) dont voici une vue générale reconstruite par le radiotélescope ALMA en 2016. C'est la première fois qu'ALMA observait une structure spirale jusque dans le disque interne ainsi que la signature d'ondes de densité spirale. Le disque de poussière de ce système s'étend jusqu'à 30 UA, une distance équivalente à l'orbite de Neptune. Au delà, la zone est moins dense et pourrait être l'indication de planètes en formation accrétant la poussière. Au-delà de ce sillon, les deux bras spirales s'étendent jusqu'à plus de 66 UA soit 10 milliards de kilomètres de l'étoile. Documents ESO/ALMA, T.Stolker et al./ESO et ESO/ALMA/NAOJ/Subaru.

On pense que de tels bras sont déclenchés soit par l'instabilité gravitationnelle soit par un astre de taille planétaire caché dans le disque. Comment le détecter ? Pour cela, les astronomes étudient ces disques protoplanétaires sur une période de plusieurs années comme ce fut le cas pour celui de MWC 758 situé à moins de 500 années-lumière présenté ci-dessous à droite (cf. Bin Ren et al., 2018). Après l'avoir étudié pendant 10 ans, les chercheurs ont pu estimer la vitesse de rotation des bras. Il ont constaté que les bras spiralés sont influencés et en corotation avec un astre invisible de masse planétaire qui entraîne les bras. Après avoir encodé ces données dans un modèle protoplanétaire, Ren et ses collègues estiment que l'emplacement le plus probable de l'explanète se situe à 89 UA, juste à l'extérieur des bras spiralés. Rester à présent à essayer de la localiser, ce qui peut prendre quelques années.

A gauche, le disque en spirale entourant l'étoile SAO 206462 située à environ 460 années-lumière dans la constellation du loup photographié en 2012 grâce au télescope Subaru. La spirale s'étend sur 160 UA ou ~23 milliards de km soit l'équivalent de deux fois le diamètre de l'orbite de Pluton. Les simulations indiquent qu'une exoplanète serait en cours de formation dans le secteur sud-est de l'image, à la base de l'échancrure sombre qui s'étend dans le secteur nord-est. Au centre, le disque protoplanétaire AS 209 situé à 410 années-lumière cartographié grâce à ALMA. Ce système âgé d'à peine un million d'années a déjà créé deux "sillons". Le plus grand situé à l'extérieur devrait former une planète géante d'une masse équivalente à celle de Saturne à environ 800 minutes-lumière de l'étoile, soit plus de trois fois la distance de Neptune au Soleil. Un second sillon interne devrait former une plus petite planète. Il est toutefois possible que la planète extérieure en formation ait créé les deux sillons. A droite, le disque protoplanétaire MWC 758 situé à moins de 500 années-lumière. Il présente une cavité excentrée, trois anneaux, deux bras spiralés et deux agglomérats (clumps). Etudié pendant dix ans, on estime que l'éventuelle exoplanète se situerait sur l'orbite représenté par le cercle "best-fit" situé à 89 UA de l'étoile. Documents NAOJ/Subaru, Federe et al./ESO/ALMA/NAOJ/NRAO et Bin Ren et al./ESO/ALMA.

Bêta Pictoris

Le tout premier disque de poussière découvert par des moyens optiques fut celui de l'étoile β Pictoris découvert en 1983 grâce au télescope spatial infrarouge IRAS.

β Pictoris est une jeune étoile blanche de type spectral A6V située à 63.4 années-lumière du Soleil et de magnitude apparente +3.86, donc visible à l'oeil nu. Elle présente une masse de 1.75 M et est 8.7 plus lumineuse que le Soleil pour une température effective d'environ 8050 K. Elle est âgée entre 8 et 20 millions d'années et appartient à l'association stellaire Beta Pictoris dont les membres ont le même âge et évoluent ensemble dans l'espace. Elle se serait formée dans l'association OB Scorpion-Centaure qui comprend des centaines d'étoiles massives dont Antarès (15 M).

A consulter : Circumstellar Disk Learning Site

A gauche, le disque de poussière de β Pictoris enregistré en infrarouge. La zone externe fut enregistrée en 1996 par l'instrument ADONIS installé sur le télescope de 3.6 m de l'ESO. La partie interne fut enregistrée à 3.6 microns par l'instrument NACO du VLT. On distingue clairement l'exoplanète ainsi que l'évasement du disque aux extrémités. A droite, aspect du disque interne en infrarouge, les couleurs arbitraires indiquant le gradient de température. La région sélectionnée sur l'agrandissement s'étend sur 11 milliards de kilomètres soit 75 UA. Documents ESO et NASA/ESA/STScI/LASP.

Les analyses en infrarouge ont montré que le disque de β Pictoris s'étend sur au moins 225 milliards de kilomètres soit plus de 1500 UA dont la partie centrale a été soufflée par le rayonnement stellaire. Ce disque comprend plusieurs ceintures de planétésimaux et présente une intense activité exocométaire, des indices laissant penser que le processus de formation planétaire est toujours en cours avec une importante dispersion de roches, y compris en direction du système solaire.

Les variations dans son spectre atmosphérique ont rapidement été interprétés comme l'activité d'exocomètes en chute sur l'étoile suite à une perturbation gravitationnelle probablement engendrée par une exoplanète. Plus de 500 exocomètes présentes dans le disque de β Pictoris ont été étudiées par les scientifiques montrant qu'elles se répartissent en deux familles en fonction de leur âge, les plus jeunes étant vraisemblablement issues de la fragmentation récente d'un ou plusieurs objets de taille supérieure.

En 2008, grâce aux télescopes de l'ESO on découvrit une exoplanète massive (selon les simulations, de 8 masses joviennes et une température de ~1700 K) évoluant dans le disque à 8 UA de l'étoile, soit juste à l'extérieur de la ceinture principale comme on le voit sur l'illustration présentée ci-dessous à gauche. Suite à des perturbations résiduelles non expliquées et des "trous" visibles dans les images infrarouges du disque, on présume qu'il abrite au moins deux autres exoplanères de la taille de Pluton.

Illustrations artistiques du système β Pictoris qui abrite au moins une exoplanète confirmée de 8 Mj gravitant à 8 UA et probablement deux autres moins massives ainsi que des milliers de comètes dont 500 ont été étudiées en détail. Documents NASA-Caltech et ESO//L.Calçada.

Epsilon Eridani

ε Eridani est une étoile naine orange de type spectral K2 V située à 10 années-lumière du Soleil. C'est une petite étoile de 0.85 M dont la luminosité représente à peine 0.28 L. L'étoile est entourée d'un disque de poussière qui fut découvert grâce au satellite IRAS.

Une exoplanète de la taille de Jupiter fut découverte en 2000 à 3.2 UA de l'étoile ainsi que deux ceintures d'astéroïdes par le télescope spatial Spitzer dont l'une en 2008 située à 20 UA de l'étoile.

Véga

L'étoile Véga, α de la Lyre, est une belle étoile blanche de type spectral A0Va située à 25.3 années-lumière qui brille à la magnitude apparente de +0.03. Elle présente une masse de 2.11 M et une luminosité d'environ 37 L.

Véga est entourée d'un disque de poussière qui fut détecté en 2005 grâce au télescope spatial Spitzer. Sa taille apparente est de 43" à 24 microns soit 330 UA mais atteint 105" soit 815 UA à 160 microns. Les analyses en infrarouge montrent que ce disque est circulaire mais ne comprend pas de débris volumineux, les poussières ayant une taille comprise entre 1 et 50 microns. La masse totale du disque représente 1/3000 de celle de la Terre, juste de quoi former un petit astéroïde.

On estime aujourd'hui que le disque de Véga n'est pas un disque protoplanétaire, mais comme celui de β Pictoris, il s'agirait d'un disque de débris produit par la fragmentation récente de comètes ou d'astéroïdes entrés en collisions avec d'autres corps vagabonds.

Fomalhaut

Fomalhaut, α Piscis Austrinis, est une étoile blanche de type spectral A3 V de 1.9 M et d'une luminosité d'environ 16.6 L située à 25 a.l. dans la constellation du Poisson Austral. Elle brille à la magnitude apparente de +1.17 et est âgée entre 100 et 300 millions d'années.

Comme on le voit ci-dessous à gauche, Fomalhaut présente un imposant anneau de poussière que le Télescope Spatial Hubble photographia à partir de 2004, révélant en même temps la présence d'une exoplanète en formation, Fomalhaut b dont la masse est estimée à environ 3 Mj. Elle gravite à 115 UA de l'étoile sur une orbite légèrement excentrique (e=0.11) qu'elle boucle en 320000 ans !

A voir : Dust Models Paint Alien's View of Solar System, NASA

Simulation de l'évolution du disque protoplanétaire de Fomalhaut

A gauche, le disque de poussière entourant Fomalhaut, α Piscis Austrinis, photographiée par le Télescope Spatial Hubble en 2005. Voici l'image sans annotations et celle montrant la progression de l'exoplanète Fomalhaut B01.08.13 entre 2004 et 2012. Au centre, l'image de Fomalhaut et de son anneau prise par le télescope spatial Herschel en infrarouge à 70 microns en 2012. Documents NASA/ESA/STScI adapté par l'auteur et ESA. A droite, représentation de l'exoplanète Fomalhaut b par David H. Hardy.

Le disque de Fomalhaut est constitué de grains de poussière et de débris mesurant entre 10 et 100 microns et présente une masse totale estimée à 110 M, comparable à la masse primordiale de la Ceinture de Kuiper estimée à 30 M soit l'équivalent de plusieurs milliers de milliards de comètes. Le disque forme un tore incliné de 24° par rapport au plan du système solaire.

Une analyse détaillée révèle que le disque comprend plusieurs composantes : un disque chaud interne (0.08-0.11 UA), un disque chaud externe (0.21-1.08 UA), une ceinture de poussière (8-12 UA), un disque de poussière interceintures (35-133 UA), la ceinture principale qui est aussi la plus brillante et surnommée la "Ceinture de Kuiper de Fomalhaut" (133-158 UA) et le halo extérieur (158-209 UA).

Sous la pression du vent stellaire et du champ magnétique émis par Fomalhaut, la partie centrale du disque a été soufflée dans un rayon de 15 UA soit 1.4 milliard de kilomètres, l'équivalent de la moitié du système solaire ! Une exoplanète d'environ 2.6 Mj fut découverte en 2012 dans le disque de poussière et orbite entre 50 et 70 UA de l'étoile.

RW Aurigae A

RW Aurigae est un jeune système binaire accrétant situé à environ 456 années-lumière dans la constellation du Cocher. RW Aur A est une étoile variable d'une période de 2.64 jours dont le cycle fut mis en évidence en 1906 par madame L. Ceraski, la femme du directeur de l'observatoire astronomique de Moscou qui contribua beaucoup à l'observation des étoiles variables.

RW Aur A est une étoile T Tauri classique (CTTS, cf. page 4) ou YSO de début de classe spectrale K de magnitude 9.6 à 13.6. Son compagnon RW Aur B situé à 1.5" de distance est 2-3 magnitudes plus faible et de classe spectrale K4. Une troisième composante RW Aur C fut détectée en bande K (infrarouge) à 0.12" de B par Andrea Ghez de l'UCLA et son équipe en 1993 mais n'a pas été confirmée par imagerie optique. Les mesures photométriques et les modélisations récentes indiquent que RW Aur A présente une masse comprise entre 1.3-1.4 M et RW Aur B entre 0.7-0.9 M. Le système fait également partie de la famille des binaires X de faible masse (LMXB).

A gauche et au centre, les courbes de luminosité des 7 assombrissements de RW Aurigae enregistrés entre 1937 et 2017. (A) Données d'archives de l'assombrissement de 1937-1938. (B) L'assombrissement de 1987-1988 identifié par Berdnikov et al. (2017). (C) L'assombrissement de 2010-2011 reconstruit par Rodriguez et al. (2013). (D) L'assombrissement de 2012-2013 reconstruit par Rodriguez et al. (2016). (E) L'assombrissement de 2014-2016. (F) L'assombrissement de 2016-2017. (G) L'assombrissement qui débuta fin de 2017. A droite, recréation des courbes de luminosité de RW Aur A montrant ses fluctuations sur environ 110 ans. En haut, les courbes établies sur base des données de l'AAVSO (noir), Wesleyan (vert), KELT (bleu) et ASAS-SN (rouge). En bas, agrandissement montrant la variabilité photométrique du système au cours de la dernière décennie. Documents J.E. Rodriguez et al. (2018).

RW Aur A attira l'attention des astronomes car elle affiche l'un des taux d'accrétion les plus élevés parmi les CTTS (~2-10x10-7 M par an), c'est-à-dire 10 à 100 fois plus élevé que la normale. Mais à l'inverse des autres CTTS offrant un taux d'accrétion similaire, son disque d'accrétion est peu massif (~3x10-4 M). Cela soulève le problème de savoir comment le disque est reconstitué pour soutenir un tel taux d'accrétion durant plus de 1000 ans, à moins qu'il existe un réservoir de matière caché (à un échelle circumstellaire).

Nous avons vu précédemment (page 4) que son jet est également très brillant. De plus, les propriétés de son spectre affichent également des variations de vitesse radiale et des raies d'émissions fluctuant sur une période de 2.77 jours attribuées à son compagnon B très proche et de faible masse ou dues à la présence d'un "point chaud" dans le disque d'accrétion en rotation (cf. S. Cabrit et al., 2006). Toutes ces particularités ont incité de nombreux astronomes à étudier RW Aurigae en détails.

Illustration du disque accrétant de poussière entourant RW Aurigae. Document NASA/CXC/M.Weiss

En 2018, des chercheurs du MIT utilisant le télescope rayons X Chandra découvrirent que la perte de luminosité de RW Aur A enregistrée fin 2014 et qui perdura jusqu'en novembre 2016 provenait de la collision de deux planétésimaux qui produisirent un nuage de gaz et de poussière tellement important qu'il obscurcit temporairement la lumière de l'étoile de 3 magnitudes comme le montrent les graphiques présentés ci-dessus. Selon les astronomes, ceci renforce l'hypothèse que la région extérieure de son disque interne est encore remplie de poussière et donc que cette jeune étoile T Tauri continue d'accréter de la matière.

En juillet 2017, RW Aur A a de nouveau perdu quelques magnitudes, donnant aux astronomes et aux physiciens l'occasion de l'étudier dans le rayonnement X qui peut facilement traverser les nuages opaques de gaz. Selon Hans Guenther du MIT, l'analyse de près de 14 heures d'enregistrements a révélé plusieurs faits inattendus : le disque de l'étoile abrite une grande quantité de matière; l'étoile est plus chaude que prévu et le disque contient plus de fer que prévu - au moins 10 fois plus que le prévoit les modèles mais pas autant que sur Terre mais plus qu'une lune ordinaire du système ordinaire (à l'exception de la Lune qui en contient plus que le prévoit le modèle standard de disque protoplanétaire). Cette abondance de fer ne s'explique pas clairement, d'autant que de nombreux processus peuvent se manifester dans les jeunes étoiles (cet excès de fer peut être dû à un piégage des poussières de fer dans des zones peu turbulentes ou ce fer s'est peut-être concentré dans d'épais nuages suite à des collisions successives entre planétésimaux, mais c'est plus spéculatif).

 Le spectre X de RW Aur A a également révélé la présence de métaux comme l'oxygène, le fer, le silicium et le magnésium dont les abondances sont en accord avec le gradient de température du disque. Les prochaines études tenteront de vérifier si l'abondance de fer a changé, ce qui permettrait de déterminer la taille de la source de fer et si possible son origine. Pour l'heure, comme expliqué, on estime qu'il s'agit soit de fer abandonné dans le disque soit de résidus protoplanétaires.

PDS 70b

  PDS 70 est une étoile naine orange située à 370 années-lumière qui appartient à l'Association Scorpion-Centaure. L'étoile est âgée d'environ 5.4 milliards d'années. Elle présente une masse de 0.76 M pour un rayon de 1.25 R. Elle est moins lumineuse que le Soleil et émet environ 1/3 de l'énergie du Soleil.

L'existence d'un disque protoplanétaire fut soulevée en 1992 par l'équipe de Jane Gregorio-Hetem de l'Université de Sao Paulo suite à un sondage réalisé grâce au télescope infrarouge IRAS. Son existence ainsi que l'émission d'un jet furent confirmés en 2006 par l'équipe de Pierre Riaud de l'Université de Liège. PDS 70 est une étoile T Tauri de faible masse entourée d'un disque de gaz et de poussière de 140 UA de rayon.

C'est en 2012 que l'équipe de Jun Hashimoto découvrit une large cavité de 54 UA dans le disque circumstellaire ainsi qu'un signal dans la partie interne du disque suggérant qu'il provenait d'une planète en formation.

Comme on le voit ci-dessous à gauche sur cette image prise en proche infrarouge grâce à l'instrument SPHERE du VLT, le disque protoplanétaire comprend une exoplanète cataloguée PDS 70b qui évolue à 195 mas soit ~22 UA ou 3.3 milliards de kilomètres de l'étoile. La masse de l'exoplanète en formation se situe entre 1.4 et 3.4 Mj et devrait atteindre 12 Mj à la fin du processus d'accrétion. Sa température actuelle se situe aux alentours de 1350°C, ce qui explique sa forte brillance sur la photo.

A voir : Zooming in PDS 70, ESO

A gauche, le disque protoplanétaire entourant l'étoile naine PDS 70 située à 370 années-lumière qui appartient à l'Association Scorpion-Centaure. L'image fut prise en 2018 en infrarouge polarisé grâce à l'instrument SPHERE installé sur le VLT de l'ESO. Le coronographe a masqué l'éclat de l'étoile. L'exoplanète PDS 70b est l'objet brillant décentré sur la droite situé à environ 22 UA de l'étoile. A droite, une illustration du système. Documents ESO/A.Müller et al. et NOAJ.

Ces découvertes nous apportent les preuves que des planètes se forment bien dans le disque protoplanétaire à partir de la masse de gaz et de poussière et nous donnent des indices précieux sur la dimension des particules, leur nature, la pression et la température nécessaires à leur formation ainsi que sur la distance à laquelle se forment ces planétésimaux et ces exoplanètes.

Néanmoins, il nous manque toujours des indices pour comprendre la phase de transition entre les grains de poussière microscopiques et les objets kilométriques que sont les planétésimaux, de même que sur la formation des planètes gazeuses. Voyons ces problèmes en détails.

Prochain chapitre

La croissance des grains de poussière

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