La formation des étoiles et des planètes
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Systèmes planétaires Formation des étoiles Comment savoir si des étoiles se forment encore actuellement? Diagramme de Hertzsprung-Russell Couleur-Eclat Les étoiles de la séquence principale transforment H en He Plus les étoiles sont lumineuses, plus leur durée de vie est courte Elles constituent les étoiles bleues de la séquence principale Galaxies spirales • Taches bleues ? • Etoiles jeunes • Systèmes planétaires en formation Galaxies elliptiques • Couleur rougeâtre • Etoiles vieilles • Pas de systèmes planétaires en formation Formation d’une proto-étoile • Nuage de matière interstellaire en équilibre • Perturbation de la densité 2 mv GMm R2 R Effondrement Cocon entourant une protoétoile en contraction Retour à l’équilibre • * Echauffement * dû à la contraction • * Refroidissement * dû à l’émission IR de H2 Nouvel équilibre A star is born Nébuleuse d’Orion Visible Infra-rouge Formation d’un disque planétaire • Rotation de la Galaxie Rotation du nuage en contraction • Conservation du moment angulaire Le nuage tourne de plus en plus vite • La force centrifuge est max à l’équateur FGrav FCentr FGrav FCentr presque partout à l’équateur Formation d’un disque plat et en équilibre en quelques millions d’années Ceci explique : Les planètes sont à peu près dans un même plan Pour le système solaire Plan de l’écliptique Ecliptique ~ Equateur solaire Sens de rotation du Soleil = Sens de révolution des planètes Collisions et forces de marée Orbites quasicirculaires Champ magnétique Frein magnétique Transfert de moment angulaire de l’étoile vers la nébuleuse Vent stellaire Refroidissement de la nébuleuse Condensation T~1500K éléments réfractaires : Ca, Ti, Al T<1500K éléments volatils : H2O, NH3, CH4 Différenciation des planètes Compétition entre • le vent stellaire qui chasse le gaz résiduel de la nébuleuse • le refroidissement qui produit la condensation Dans la nébuleuse, T diminue lorsque la distance à l’étoile augmente. La composition chimique dépend de la distance à l’étoile. Près du soleil, il n’y a pas de condensation d’éléments volatils car T est trop élevé. Le vent solaire l’emporte. Différenciation des planètes • Planètes terrestres : Mercure, Vénus, Terre, Mars Eléments réfractaires Planètes rocheuses H2O sur Terre ? Comètes ! • Planètes joviennes : Jupiter, Saturne, Uranus, Neptune Eléments réfractaires et volatils Planètes gazeuses Accrétion 1. Collisions de petites particules restant collées par interactions électrostatiques 1 cm 2. Collisions inélastiques Planétésimes de 1 km 3. • Planètes terrestres Accrétion par collisions et par attraction gravifique : le plus gros planétésime d’une zone donnée accrète tous les autres pas de satellites • Planètes joviennes Accrétion par collisions et par attraction gravifique : masse 10 à 20 fois plus élevée grâce aux constituants volatils Accrétion gravifique du reste de la nébuleuse planètes très massives Formation de satellites rocheux dans le milieu dépourvu d’éléments volatils Loi de Titius - Bode Des simulations numériques permettent de retrouver la loi de Titius – Bode : Di = 0.4 i=1 Di = O.4 + 0.3 2(i-2) i2 Densité moyenne des planètes Eléments réfractaires De plus en plus d’éléments volatils C CO au lieu de CH4 Structure interne des planètes Dès que le rayon dépasse quelques centaines de km, les pression élevées et le chauffage provenant des désintégrations radioactives rendent la matière fluide. Ségrégation Les éléments les plus lourds tombent vers le centre, Les plus légers remontent en surface. Terre ….. Noyau : Fe Manteau : Silicates Origine de la Lune Problèmes ??? Lune = 3.3 g/cm3 Terre = 5.2 g/cm3 Orbite de la Lune # Plan équatorial de la Terre Composition chimique ~ Manteau – H20 Orbite de la Lune Ecliptique Galileo Explication possible Après la ségrégation chimique de la Terre, collision avec un planétésime massif Ejection de morceaux de lithosphère qui se regroupent pour former la Lune Densité faible Regroupement proche de l’Ecliptique Chaleur de l’impact => Disparition des éléments volatils Mercure Mariner 10 Vénus Mariner 10 1974 La Terre Galileo 1990 Mars HST 1995 Astéroïdes Galileo Jupiter Voyager 1 Les satellites galiléens Callisto Voyager 2 Ganymede Voyager 1 Les satellites galiléens Europa Voyager 1 Io Voyager 1 Saturne Uranus Voyager Neptune Voyager 2 Pluton HST Observations : Hot Jupiters Planètes géantes près de l’étoile Impossible à former in situ car trop peu d’éléments volatils Hypothèse de la migration des planètes géantes vers l’étoile La migration provient principalement de l’existence de couples de torsion entre les zones internes et externes de la nébuleuse. Existence de gaps dans la nébuleuse Migration vers le centre La planète trop peu massive pour produire un gap dans la nébuleuse Migration vers le centre La planète peut rencontrer une zone suffisamment dense, y ouvrir un gap et se stabiliser La planète est assez massive pour produire un gap dans la nébuleuse Migration selon le gap Détection des Hot Jupiters Ces planètes ont été principalement détectées en étudiant la perturbation du mouvement de l’étoile-mère. Détection de planètes massives Détection de planètes proches de l’étoile-mère Existe-t-il des « petites » planètes ailleurs? Méthode des « Transits » planétaires On mesure l’affaiblissement de la lumière en provenance de l’étoile-mère lorsque la petite planète passe devant le disque stellaire. Visualisation d’un transit planétaire Mission spatiale COROT
