Hubble dévoile une région colorée et turbulente de naissance d'étoiles pour sa ème orbite

Transcription

1 Hubble dévoile une région colorée et turbulente de naissance d'étoiles pour sa ème orbite

2 Le pilier de la nebuleuse de Carine en lumière visible

3 Le pilier et le jets de la nebuleuse de Carine en lumière IR

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5 1-2) 400 U.A.

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9 Disques proto-planétaire Basé sur des observations de jeunes étoiles, la théorie de formation d'étoile fait l hypothèse que dans le disque d une galaxie des nuages moléculaires se fragmentent et s effondrent sous la force de la pesanteur. Chaque fragment est en rotation et forme à son centre de masse une protoétoile entourée par un disque de matière. Dans les phases initiales, l accretion à partir du disque sur l'étoile donne origine à des jets et des 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

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11 = H = cm, ρ(r,0)= σ/h = g/cm -3 P 0 = ρ 0 v T2 /3 = 0,3 dyne/cm atm H/a r ¼ ~ 10-1 à la distance de Jupiter

12 3-4-5) 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

13 r D =ρ γ ϖ Τ /ρ s n ~ 10 m τ = 100 ανσ!

14 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

15 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

16 4πGρ cr n 2 Hk cr 1. Pour ρ > ρ 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 m pl = H 3 ρ cr. H

17 Les planétesimaux ρ cr = g/cm 3 H = cm m = g D =100 km, ρ = 1 g/cm 3. Dans la région des planètes telluriques Hρ : comparable ρ :100 fois plus grande corps de 5 km

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19 Comètes

20 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.

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25 m embr = 0,97 m tot t 6τ 0 les planètes telluriques ont atteint leur masse finale en 10 8 années

26 Pendant ce processus chaque embryon balayait une zone annulaire d alimentation de largeur de l ordre de 2v r / (GM Sol / a 3 ) 1/2 qui, puisque v r v e, augmentait proportionnellement au rayon de l embryon

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30 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

31 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 ans. L étude des surfaces planétaires craterizées montre que le bombardement des planétesimaux s est presque arreté environ il y a 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.

32 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 ans.

33 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 T -Tauri, qui dure environ 10 6 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.

34 Un peu de chronologie: Dans le disque de gaz, la sedimentation du disque de poussière dure ans. Les instabilités et les collisions forment de planetesimaux de l ordre du km en 10 4 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 10 6 ans. Les autres planètes géantes se forment en 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.

35 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 ans.

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