Formation et évolution des planètes

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Raphaël Duval
il y a 6 ans
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1 Formation et évolution des planètes

2 Plan Avant 1995 : notre système solaire Observations Modèles planètes telluriques Modèles géantes gazeuses Après 1995 : exoplanètes Observations et remise en cause des modèles Adaptation des modèles 2

3 Plan Avant 1995 : notre système solaire Observations Modèles planètes telurriques Modèles géantes gazeuses Après 1995 : exoplanètes Observations et remise en cause des modèles Adaptation des modèles 3

4 Observations : notre système 4

5 Observations : notre système Pallé et al 2009 Atmosphère Terre 5

6 Observations : notre système Burrows&Orton

7 Modèles de formation avant 1995 Objectif : Expliquer formation de NOS planètes Modèles : Planètes telluriques Géantes gazeuses 7

8 Plan Avant 1995 : notre système solaire Observations Modèles planètes telluriques Modèles géantes gazeuses Après 1995 : exoplanètes Observations et remise en cause des modèles Adaptation des modèles 8

9 Planètes telluriques Accrétion de roches 9

10 Étape 1 : disque protoplanétaire Conservation moment cinétique Disque : gaz + poussières (µm) 10

11 Modèle standard du disque Températures de condensation Terquem

12 Modèle standard du disque Températures de condensation Terquem

13 Modèle standard du disque Températures de condensation Terquem

14 Modèle standard du disque Températures de condensation gaz gaz gaz Terquem

15 Étape 2 : sédimentation Le gaz entraîne les poussières (µm) Poussières Gaz Grains plus petits, plus affectés grandes vitesses relatives 15

16 Étape 3 : agglométation Collisions entre petits grains qq µm t~105 ans cm au m 16

17 Étape 3 : agglométation Collisions entre petits grains qq µm t~105 ans MAIS propriétés grains? turbulence?... cm au m 17

18 Étape 4 : planétésimaux Les poussières (cm/m) entraînent le gaz Agglomération continue planétésimaux de ~1km t~103 ans 18

19 Étape 4 : planétésimaux Les poussières (cm/m) entraînent le gaz Agglomération continue planétésimaux de ~1km t~103 ans Mais mécanisme exact inconnu! instabilités du disque? propriétés grains?... 19

20 Étape 5 : protoplanètes Interactions gravitationnelles locales + collisions t~105 ans pour 0,01M à 1UA Un gros mange les autres sur son orbite runaway accretion 20

21 Étape 5 : protoplanètes Interactions gravitationnelles locales + collisions t~105 ans pour 0,01M à 1UA Un gros mange les autres sur son orbite runaway accretion 21

22 Étape 5 : protoplanètes Interactions gravitationnelles locales + collisions t~105 ans pour 0,01M à 1UA Un gros mange les autres sur son orbite runaway accretion 22

23 Étape 6 : planètes terrestres Interactions gravitationnelles lointaines + collisions t~108 ans Modèles OK pour planètes telluriques Pb pour cœur des géantes gazeuses car plus assez de gaz! 23

24 Plan Avant 1995 : notre système solaire Observations Modèles planètes telluriques Modèles géantes gazeuses Après 1995 : exoplanètes Observations et remise en cause des modèles Adaptation des modèles 24

25 Géantes gazeuses gaz cœur solide Capture de l'atmosphère gazeuse 25

26 Adaptation du modèle Énergie gravitationnelle planétésimaux vs équilibre atmosphère 5. Gaz et cœur solide ensemble masse critique 6. Accrétion atmosphère emballée } t~106 ans 26

27 Adaptation du modèle MAIS Énergie gravitationnelle planétésimaux vs du cœur de Jupiter écart avec masse... équilibre atmosphère 5. Gaz et cœur solide ensemble masse critique 6. Accrétion atmosphère emballée } t~106 ans 27

28 Un nouveau modèle Effondrement gravitationnel + fragmentation du disque 28

29 Un nouveau modèle MAIS besoin disque trop massif Effondrement fragmentation du disque pb gravitationnel métallicité des+planètes... 29

30 Résumé avant 1995 Telluriques accrétion Géantes accrétion modifiée ou instabilité gravitationnelle 30

31 Plan Avant 1995 : notre système solaire Observations Modèles planètes telluriques Modèles géantes gazeuses Après 1995 : exoplanètes Observations et remise en cause des modèles Adaptation des modèles 31

32 Avant 1995 Jupiter Terre Mercure Terquem

33 En 1995 : Jupiter chaud Jupiter 51 Peg b Terre Mercure Terquem

34 En 1995 : Jupiter chaud Jupiter 51 Peg b Terre Mercure? Exception Terquem

35 Depuis 1995 : >400 exoplanètes G2 Jupiter Terre Limite roches Limite glaces 35

36 Depuis 1995 : >400 exoplanètes G2 MJ M Limite roches Limite glaces 36

37 Depuis 1995 : >400 exoplanètes G2 Jupiter MJ M Solides Limite roches Limite glaces 37

38 Depuis 1995 : >400 exoplanètes G2 Jupiter chauds Jupiter MJ Super-Terre M Telluriques chaudes Solides Limite roches Limite glaces 38

39 Depuis 1995 : >400 exoplanètes G2 Jupiter chauds? Jupiter MJ Super-Terre M Telluriques chaudes Solides Limite roches Limite glaces 39

40 Plan Avant 1995 : notre système solaire Observations Modèles planètes telluriques Modèles géantes gazeuses Après 1995 : exoplanètes Observations et remise en cause des modèles Adaptation des modèles 40

41 Disque protoplanétaire confirmé Marois et al , 38, 68 UA 10, 10, 7 MJ 41

42 Adapter les modèles 1. Formation par accrétion ok 2. Changer orbite a. Si + de 2 géantes : interaction/éjection b. Interaction planète et planétésimaux internes c. Interaction planète-disque migration 42

43 Adapter les modèles 1. Formation par accrétion ok 2. Changer orbite a. Si + de 2 géantes : interaction/éjection b. Interaction planète et planétésimaux internes c. Interaction planète-disque migration 43

44 Migration type I : M < 10 M Perturbations linéaires Ondes de densité Disque non modifié Échange moment cinétique Arrêt migration qd plus linéaire Pierens 44

45 Migration type I : M < 10 M Perturbations linéaires Ondes de densité MAIS Disque non modifié Échange moment cinétique Si turbulence? Si champ magnétique? Si viscosité plus grande? Si profil température Arrêt migration différent? qd plus linéaire... Pierens 45

46 Migration type II : M > MJ Perturbations non linéaires Sillon si : 1. dissipation > propagation 2. disque pas trop turbulent Disque modifié Échange moment cinétique Armitage

47 Migration type II : M > MJ Perturbations non linéaires Sillon si : 1. dissipation > propagation 2. disque pas trop turbulent MAIS Arrêt migration? Disque modifié... Échange moment cinétique Armitage

48 Migration type III : 10 M < M < MJ Entre type I et type II Perturbations non linéaires Pas de sillon Échange moment cinétique 48

49 Comment contraindre les modèles? Nouvelles observations et nouvelles techniques 49

50 Comment contraindre les modèles? Nouvelles observations et nouvelles techniques? Armitage 2005 Armitage 2005 Armitage

51 Conclusions 1. Observations Notre système solaire 2. Modèles Formation telluriques et géantes 3. Observations : remise en question Exoplanètes (Jupiter et telluriques chauds, super-terre, etc.) 4. Adaptation/nouveaux modèles Migration 5. = 3., etc. 51

52 Merci 52

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