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La formation du système solaire

Le disque de poussières (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 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 poussières 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.

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.

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 du Carnegie Institution 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. Selon un autre plus récent développé par Kenyon et Bromley et 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 lunaire 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 poussières 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 poussières 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.

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 orbite 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).

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.

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 poussières et les débris se sont rassemblés dans plusieurs ceintures ou anneaux situés à des distances bien précises, en résonance avec les planètes.

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 poussières 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 tentons quelques expériences de laboratoire.

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 pas 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 poussières, 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 poussières 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 poussières 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+poussières). L'image présente la situation après la formation du piège à poussières visible sous la forme d'un anneau de poussières 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 poussières. 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 poussières 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 poussières 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 poussières 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, avec pour commencer les photos de trois disques circumstellaires.

A gauche et au centre, deux photos de disques protoplanétaires en spirale A 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 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 poussières 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. A droite, une image prise à 585 nm en 2017 du disque circumstellaire vu de face entourant l'étoile HD 107146 de type G2V et de magnitude +7 située à environ 89 années-lumière dans Coma Berenices. L'étoile est en transit devant une galaxie lointaine surnommée "Vermine" car son éclat contamine l'image du disque circumstellaire. Ce disque de débris contient des corps similaires aux astéroïdes de la Ceinture de Kuiper du système solaire. Le disque de débris occultera complètement la galaxie en 2020. Documents ESO/ALMA, ESO/ALMA/NAOJ/Subaru et NASA/ESA/HST.

Bêta Pictoris

Le tout premier disque de poussières 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. 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 poussières de bêta Pictoris observé en infarrouge. La zone externe a été enregistrée en 1996 par l'instrument ADONIS installé sur le télescope de 3.6 m de l'ESO. La partie interne a été 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 1400-1600 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

Ensuite, il y a ε Eridani dont le disque de poussières fut découvert grâce au satellite IRAS. 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.

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 poussières 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.

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 poussières 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. A droite, 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.

Fomalhaut

Enfin, 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-dessus à gauche, Fomalhaut présente un imposant anneau de poussières 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 !

Représentation de l'exoplanète Fomalhaut b par David H. Hardy.

Le disque de Fomalhaut est constitué de grains de poussières 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 poussières (8-12 UA), un disque de poussières 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 masses joviennes a été découverte en 2012 dans le disque de poussières et orbite entre 50 et 70 UA de l'étoile.

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 poussières et nous donnent des indices précieux sur la dimension des particules, la pression et la température nécessaires à leur formation ainsi que sur la distance à laquelle se forment ces exoplanètes.

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

Prochain chapitre

La croissance des grains de poussières

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