H = 10 13 cm

Hubble revealed a region turbulent
where plenty of star are borning
The pillar of the Carina nebula in visible light
The pillar and the jets of Carina’s nebula in IR light
1-2)
400 U.A.
Proto-planétary disks
The observation of younger stars allows the theory of star formation to make hypotesis of a
fragmentation of a molecular cloud within a galaxy. Each fragment is rotating and collapse
gravitationally forming at its center of mass a protostar surrounded by a disk of gas and
dust. During the initial phases the interaction between disk and star originate jets and
écoulement de matière.
200 AU
HD141569, une étoile triple dont
la primaire (noirci) a également
un disque avec des volutes de gas
et des grumeux de poussière.
Les étoiles jeunes dans la
nébuleuse d'Orion ont des
disques proto-planétaires.
Quelques unes montrent des
enveloppes circumstellaires
allumées par les étoiles
lumineuses.
500 AU
=
H = 1013 cm,
(r,0)= /H = 10-10 g/cm-3
P0= 0vT2/3 = 0,3 dyne/cm2  3 10-7atm
H/a  r ¼ ~ 10-1 à la distance de Jupiter
3-4-5)
ACCUMULATION PLANETESIMALE
Milliards de planétesimaux
impactent entre eux formant ainsi
de corps de plus en plus gros
Impact entre deux planétesimaux
Evolution collisionale des
astéroïdes: esemple des
interactions entre planetesimaux
rD =gvT/sn ~ 10 m
t = 100 an !
Au début, des particules de poussière et de glace collident
dans la nébuleuse solaire primordiale et s'unissent sous
l’action des forces électrostatiques. La gravité joue un rôle
fondamental dans la formation des planétesimaux.
14
Accumulation collisionnelle des planetesimaux
Dépends de façon critique des vitesses relatives.
Vitesses trop elevées portent à
la fragmentation.
Vitesses trop basses auraient
diminué l’intersection orbitale
et par con consequence
formation d’une moltitude de
petites planètes.
15
4Gcr  n2
Hkcr  1.
Pour  > cr une perturbation initiale de la taille de l’ordre de H
s’effondre dans une échelle de temps de l’ordre de l’inverse de la
fréquence de Jeans, qui représente à peu près une période orbitale
Le disque de grains se fragmente en morceaux de masse
mpl = H3 cr .
Les planétesimaux
cr = 2 10-9 g/cm3
m = 1021 g
H = 1010 cm
D =100 km,
 = 1 g/cm3
.
Dans la région des planètes telluriques
H : comparable  :100 fois plus grande
corps de 5 km
Asteroids and NEOs




7
January 03
filename
Asteroids present a great
diversity in terms of size,
orbits and spectral type
Only a few asteroids have
ever been visited by a
spacecraft
Yet, essential information
about NEOs relevant to the
threat to Earth can only be
collected by a rendezvous
mission
The most important unknown
for NEOs is their internal
structure
© Astrium
Comètes
Dans quelque million d'année, certains de ces
planétesimaux croissent par autogravité jusqu'à
atteindre la taille de plusieurs km. Ils commencent ainsi
à influencer les orbites des planétesimaux voisins, en
augmentant le nombre de collisions.
23
 3
t
t0
6
membr = 0,97 mtot 
t  6t0

les planètes telluriques ont atteint leur masse finale en 108 années
Pendant ce processus chaque embryon balayait une zone
annulaire d’alimentation de largeur de l’ordre de
2vr / (GMSol / a3) 1/2
qui, puisque vr ve , augmentait proportionnellement au
rayon de l’embryon
Gomes 2003
M.A. Barucci
LA FORMATION DES PIANETES
Modèle standard du Sistème Solaire
1) Formatione du disque protoplanetaire a partir de la
condensation d’ une nebuleuse
2) Condensation des graines
3) Formation des planétesimaux par instabilités gravitationnelles
4) Formation des embryons planétairs par accretion de planétesimaux
5) Formation de planètes et satellites par collisions et
agglomerations d’ embryons
Un peu de chronologie:
Le plus vieux événement dans l’histoire du Système Solaire
est la formation des condrules, inclusions trouvées dans les
météorites, formée par une succession de processus de
condensation et évaporation pendant l’effondrement de la
nébuleuse il y a 4.56 109 ans.
L’ étude des surfaces planétaires craterizées montre que le
bombardement des planétesimaux s’est presque arreté
environ il y a 3.8 109 ans.
Les planètes se sont donc formée dans cet intervalle de
temps, couvrant quelques centaine de millions d’ années.
Temps bref par rapport à l’ âge du Système Solaire.
Un peu de chronologie:
• Un nuage de gaz et/ou poussière interstellaire (la “nébuleuse solaire”)
subit une perturbation et collapse sous l’action de sa propre gravité. Cette
perturbation aurait pu être l’onde de choque engendrée par l’explosion
proche d’ une supernova.
• Pendant la contraction de la nébuleuse, son énergie potentielle
gravitationnelle devient énergie cinétique de chaque particule de gaz.
•Les collisions entre les particeules transforment cette énérgie en
chaleur. La température de la nébuleuse solaire augmente au centre où
se trouve la plupart de la massecqui est en train de former le proto-soleil.
• Pendant l’effondrement rapide de la nébuleuse, la température
augmente sur une échelle temporelle de 100000 ans.
Un peu de chronologie:
•La température et la densité augmenten au centeo, la pression
engendre une force vers l’esterieur. Le Soleil atteigne le bilan entre
gravitation et pression interne (équilibre hydrostatique) en 50
million d’années.
•La combustion de l’H s’amorce et le Soleil passe pour la phase TTauri, qui dure environ 106 ans. Le vent stellaire entrave le flux de
matière qui arrete de tomber sur l’étoile.
• Le milieu interplanétaire se vide. La luminosité du Soleil se
stabilise à une valeur inférieur du 20% de son valeur actuelle.
L’H, l’He et les éléments volatiles sont ejectés hors du système
solaire interne, où survivent seulement les planétesimaux.
Un peu de chronologie:
Dans le disque de gaz, la sedimentation du disque de poussière dure
104-106 ans.
Les instabilités et les collisions forment de planetesimaux de l’ordre
du km en 104 ans.
Les elements volatiles (eau) se condense à l’extérieur de la « snow
line ».
Le noyau de Jupiter se forme et accréte le gaz en 106 ans.
Les autres planètes géantes se forment en 107-108 ans.
Dans la zone des astéroïdes la plupart des planétesimaux est perturbé
par la formation de Jupiter: les planétesimaux tombent dans le Soleil
ou dans Jupiter. Aucune planète se forme dans cette région.
Un peu de chronologie:
Marte se forme dans une zone relativement dépeuplée.
Les planètes terrestres se forment en 100 millions d’années.
Les collisions avec de gros corps forment des disques
autour des planètes où de forment les satellites réguliers.
Des modèles implicant des collisionis avec des corps plutot
gros ont été développées aussi pour expliquer l’inclinaison
des axex de rotation des planètes, en particulier d’Uranus,
et la formation de la Lune. Une simulation a montré que la
Lune a bien pu se former suite à l’impact sur la Terre d’un
corp de la dimension de Mars il y a 4.44 109 ans.