1 / 111

La formation des planètes

La formation des planètes. Sébastien Charnoz Université Paris 7 & CEA Saclay. Quand on descend les échelles de tailles on remarque que les structurent se complexifient. Les grandes structures engendrent des structures plus petites et plus complexes. Comprendre l’origine des planètes

brittany-lancaster
Télécharger la présentation

La formation des planètes

An Image/Link below is provided (as is) to download presentation Download Policy: Content on the Website is provided to you AS IS for your information and personal use and may not be sold / licensed / shared on other websites without getting consent from its author. Content is provided to you AS IS for your information and personal use only. Download presentation by click this link. While downloading, if for some reason you are not able to download a presentation, the publisher may have deleted the file from their server. During download, if you can't get a presentation, the file might be deleted by the publisher.

E N D

Presentation Transcript

  1. La formation des planètes Sébastien CharnozUniversité Paris 7 & CEA Saclay

  2. Quand on descend les échelles de tailles on remarque que les structurent se complexifient Les grandes structures engendrent des structuresplus petites et plus complexes

  3. Comprendre l’origine des planètes  Comprendre comment se créent les planètes à partir : ØDes Etoiles ØDu Gaz et poussières interstellaires

  4. 1.Les contraintes (observations, données etc..) 2.Les premières théories modernes 3.Le modèle actuel : principes 4.Les autres systèmes solaires

  5. 1. Les observations Qu’est ce qu’un système Solaire ? Une étoile entourée d’une ou plusieurs planètes. Combien en connaît-on ? 1 très bien : Notre Système – Solaire 12 systèmes de planètes-extrasolaires : Epsilon Andromède, 47 UMA, … + En tout 105 exoplanètes autour de 91 étoiles Pas de détection directe

  6. Composants de notre Sytème-Solaire : 1 étoile centrale : Le Soleil Un cortège de 9 planètes Deux ceintures d’astéroïdes : 1 interne et 1 externe (Kuiper)  Des comètes très à l’extérieur

  7. Portrait de famille du Système Solaire. Des planètes et une ceinture d’astéroïde interne

  8. Plus à l’extérieur : Une 2ème ceinture dite de « Kuiper »

  9. Encore plus loin : le nuage d’Oort : lieu de résidence des comètes (à longue période)

  10. Pour les planètes : grands faits à expliquer 1. Une différenciation chimique interne/externe Planètes internes (< 3 UA) petites et faites de roches et de métaux

  11. 2. Planètes externes (> 5 UA) géantes et composées de gaz 15 à 300 x la massede la terre

  12. Les petits corps (10 à 500 km) sont répartis : • Dans la ceinture d’astéroïde (3 UA) • Dans la ceinture de Kuiper (40 UA) • Dans le nuage d’Oort (comètes) (104 UA)

  13. Les planètes ne vivent pas n’importe où : dans le plan écliptique Ceinture de Kuiper Ceinture Astéroïdes Pluton Venus Mars Saturne Neptune Mercure Terre Jupiter Uranus

  14. SOLEIL PLANETES MASSE 99 % 1% Moment Cinétiqur 1% 99% La Masse et le Moment Cinétique Ne sont pas répartis également Dans le Système-Solaire

  15. 1.Les premières théories modernes 2 Familles de théories ·Les théories unitaires Le soleil et les planètes Sont issus du même environnement ·Les théories « Catastrophiques » Le soleil a engendré les planètes à l’issue d’un phénomène catastrophique

  16. Théorie unitaire : Nébuleuse primitive de KANT-LAPLACE : Effondrement d’une nébuleuse primordiale faite de gaz et de poussières.

  17. AVANTAGE : Toutes les planètes se forment Dans le même plan Explique à la fois : Origine du Soleil et des Planètes. PROBLEME : Répartition de la quantité de rotation : Le soleil tournerait trop vite sur lui même. ~ Trop de rotation dans les planètes et pas assez dans le Soleil

  18. Théorie Catastrophique Buffon, Jeans, Jeffreys Une étoile proche a arraché de la matière Au Soleil

  19. AVANTAGE : Pas de pb. de quantité de Rotation (remis en question + tard) Les planètes les + grandes sont au milieu Les planètes sont dans le même Plan PROBLEME : Evénement TRES rare Filament trop chaud : pas de condensation possible On sait que La Terre s’est formée dans un milieu FROID Condensation des planètes dans le filament

  20. ET ALORS  ? Observations récentes : Les jeunes étoiles sont entourées d’un disque de gaz et de poussières Théorie récente : En 1967 E . Schatzman trouve un mécanisme pour diminuer la rotation du Soleil. D’autres mécanismes depuis (Transfert de moment cinétique par vents solaires et couplage magnétique avec le disque)

  21. Nébuleuse de Kant – Laplace

  22. Disques autour d’étoiles Jeunes

  23. TRIFID

  24. 3. Le Modèle Actuel • Un groupe d’étoiles se forment au sein d’une nébuleuse en effondrement • Les étoiles s’entourent d’un cocon de gaz • Les étoiles subissent des rencontres proches et parfois se dispersent Simulation numérique de la formation d’étoiles

  25. Simulationhydrodynamique 3D de formation d’étoilesen amas. Point de départ: unesphère de gaz

  26. Etat Initial : MASSE DISQUE = 1% MASSE ETOILE Un disque de gaz et de poussières entourant une étoile en formation

  27. DISQUE : 99 % GAZ ( HYDROGENE) 1 % GRAINS TAILLE DES GRAINS : 1 micron Les grains vont grandir et donneront les planètes d’aujourd’hui. gaz + poussières gaz + poussières

  28. Structure du disque de gaz Hydrogène moléculaire À 1 UA : T~ 700 K, P~ 1 Pa ~ 10-7 kg/m3 Cs~2000 m/s Vitesse de rotation du disque:

  29. DYNAMIQUE DU GAZ Accélération de gravité à la distance R F=GM*/R2 = R k2 Épaisseur du disque Accélération verticale ~ k2H  Energie potentielle Ep=1/2k2 H2 Energie cinétique Ec=1/2  Cs2 Ecinétique =Epotentielle => H~ Cs/k Noter que H r1.5 si Cs=cst H À 1 AU : H~ 1010 m ~ 0.1 R A 5 AU : H ~ 10-4 R => H << R dans le disque

  30. DYNAMIQUE DU GAZ A quelle vitesse tourne le gaz (g) ? La pression diminue l’intensité du champ de gravité !! Acentrifuge : Rg2 Agravité= Rk2  ( !!! dP/dR < 0 !!!) Mouvement subkeplérien. Or P~Cs2 et d/dr~-1.5 /r => (g2 - k2)/ k2 ~ (-Cs2/r2)/ g2 = (H/r)2 << 1 ~ 0,01 à 1 UA ……… légérement sous képlérien….

  31. DYNAMIQUE DU GAZ En définitif k= g(1-) avec ~ 5 10-3 Cette vitesse sous képlérienne du gaz va avoir pour conséquence de faire migrer les particules vers l’étoile…

  32. Les petits grains tombent vers le centre du disque de gaz

  33. PENDANT LA CHUTE : Les plus gros flocons rattrapent les plus petits et les absorbent

  34. CROISSANCE DES GRAINS : Collisions mutuelles entre les grains + collage  + réactions chimiques TAILLE DES GRAINS : 1 centimètre Comment continuer à grandir ? Agrégats en flocons

  35. FORCE DE FROTTEMENT SUR LES GRAINS Les grains frottent contrent le gaz et chutent dans le plan équatorial Ils sont soumis à la force de frottement d’Epstein (taille des grains << libre parcours moyen des molécules) On peut définir un temps de mise à l’équilibre des grains : 1/e

  36. Pour une particle avec r=10-6 m faite de roche on obtient e~ 10 s !! Et si R=30 cm on a e~ 50 ans (=densité du gaz) Les grains sont donc très rapidement couplés au gaz . Sédimentation 2 effets : Chute des grains vers l’étoile

  37. SEDIMENTATION DES GRAINS Ff=1/eVz PFD => z=z1e-t/e+z2e-t/s m Temps de couplage Fg=kz m Temps de sédimentation =105 ans à 1 UA

  38. L=Vrel x dt CROISSANCE DES GRAINS Mais en fait ce temps est beaucoup plus court car pendantleur chute les grains grandissent ( rp augmente) En effet, les collisions entre grains font grandir la taille desgrains …. A quelle vitesse ?? Masse accumulée en un temps dt

  39. CROISSANCE DES GRAINS Densité de solide= gaz Vrel ~Vitesse d’agitation moléculaire Si équilibre avec le gaz H2 1/2mVrel2~/2mmoleculeCs2 Vrel~ Cs/(m/mh2)1/2 Section efficace De plus m=4/3sr3 => dm/dt= 4 s r2dr/dt

  40. CROISSANCE DES GRAINS d’où : Avec A~ masse molaire/masse hydrogène On trouve dr/dt ~ 0.1 à 1 cm par an !! Le temps de sédimentation est réduit On atteint des tailles de l’ordre du cm au m

  41. MIGRATION DES GRAINS Les grains frottent contre le gaz => ils perdent de l’énergie => Ils migrent A quelle vitesse ?

  42. On se place dans le référentiel cylindrique 0 en régimestationnaire << Vphi2/R Comme le grains s’équilibre vite avec le gaz V~gr

  43. Il reste donc : Vr~r(g2- k2)e Vr < 0 : migration vers l’étoile Vr  r : plus la particule est grosse plus la migration est rapide Vr ~ 10-4 m/s pour une particule micrométrique… En fait pour les GROSSES (> m) particules, la force de frottement change de forme et les très grosses particules ne Ressentent plus le gaz. Les particules les plus sensiblessont de l’ordre du mètre

More Related