Véga : un exemple d’interaction disque de débris – planète ? R. Reche1, H. Beust1 et J.-C Augereau1 1 Laboratoire d’Astrophysique de Grenoble (414, Rue de la Piscine Domaine Universitaire 38400 Saint-Martin d'Hères, [email protected]). Introduction: Des observations submillimétriques [1] du disque de débris de Véga ont révélé un disque très asymétrique avec deux régions d’émissions principales alors qu’il présente un aspect lisse sur les images infrarouges[2]. Pour expliquer une telle allure, le scénario fréquemment utilisé s’inspire de la formation de la ceinture de Kuiper dans le système solaire. Ce scénario se base sur la migration d’une planète géante des régions internes vers les régions externes du disque. Durant ce déplacement, des poussières sont piégées dans les résonnances de moyen mouvement. La distribution des grains n’est alors plus axysymétrique mais présente des structures capables de reproduire les asymétries observées. Wyatt[3] a proposé l’étude la plus complète sur ce sujet. Il a utilisé une approche semi-analytique afin de déterminer les paramètres orbitaux de la supposée planète, mais il a supposé qu’elle se trouvait sur une orbite parfaitement circulaire. Notre étude: Nous avons repris l’étude de la dynamique d’une telle migration en nous basant sur des simulations que nous avons réalisé à l’aide du simulateur SWIFT [4],[5]. Nous nous sommes rapidement rendu compte que même une excentricité très faible (0.05) invalidait le modèle de Wyatt. En effet, dès que la planète se trouve sur une orbite excentrique, les structures créées par les résonances sont détruites. Cela nous a encouragé à explorer un espace des paramètres de la planète plus important. Nous avons réalisé un grand nombre de simulations en faisant varier la masse de planète ainsi que l’excentricité et le demi grand axe de son orbite. Nous avons donc obtenu des résultats préliminaires sur la distribution des planétésimaux générée par une planète, migrante ou non, dont la masse varie entre celle de la Terre et cinq fois la masse de Jupiter et dont l’excentricité varie de 0 à 0.6. Ces résultats sont susceptibles de s’appliquer à d’autres systèmes solaires comportant un disque de débris. Nos travaux peuvent être considérés comme un prolongement de l’article de Kuchner et Holman [6] et servir de modèle pour l’étude des disques de débris. La prochaine étape de notre travail est désormais d’appliquer une force de réaction correcte du disque sur la planète. En effet, pour l’instant la vitesse de migration de la planète est rajoutée de manière ad hoc. Or celle-ci est normalement entretenue par les échanges de moment cinétique entre la planète et le disque lors des rencontres proches de la planète avec les planétésimaux. Ces rencontres proches ne sont pas prises en compte par le code SWIFT. Nous sommes actuellement en train de modifier ce programme dans le but de valider notre démarche et d’améliorer nos résultats. Citations: [1] W. S. Holland et al. (1998) Nature, 98, 392 :788–790. [2] K.S.L. Su et al. (2005) ApJ, 628 :487-500. [3] M.C. Wyatt (2003) ApJ, 598 :1321–1340. [4] J. Wisdom et M. Holman (1991) AJ, 102 :1528-1538. [5] H.F. Levison et M.J. Duncan (1994) Icarus, 108 :18-36. [6] M.J. Kuchner et M.J. Holman (2003) ApJ, 588 :1110-1120