PARTIE 4 | Histoire de la Terre et de l’Univers
■ Image reconstruite
à partir des données
du télescope ALMA
montrant un système
planétaire en formation autour de l'étoile
HL-Tauri, présente
au centre. Les bandes
noires sont des orbites
où des planètes sont en
train de se former.
après la formation de l’étoile. Pour confronter ces modèles à des observations,
les astronomes ont braqué un vaste réseau d’antennes (ALMA) qui se trouve
au Chili afin de scruter les disques d’étoiles jeunes avec le bon angle de vue. Ils
ont trouvé des candidates idéales comme HL-Tauri qui se trouve à 450 millions
d’années-lumière de la Terre ou TW Hydrae dans la constellation de l’Hydre. Depuis
2014, les observations deviennent de plus en plus précises et permettent d’imager
des disques protoplanétaires entrecoupés de nombreux sillons (voir ci-contre). Ces
anneaux vidés de matières représenteraient des orbites de formation d’embryons
planétaires et confirmeraient les théories. Comme il est possible de déduire l’âge
de l’étoile, il semble que les embryons planétaires soient formés dans le premier
million d’années de l’histoire des systèmes stellaires.
2.3 La fin de la croissance planétaire
Lorsque les planétésimaux ou embryons planétaires sont formés, leur gravité est
suffisamment puissante pour attirer la matière environnante et perturber les orbites
des corps en rotation autour de l’étoile. Encore une fois, ce sont les modèles physiques qui permettent de proposer des scénarios. On distribue un grand nombre de
petits corps autour de l’étoile, on calcule l’évolution de leurs orbites et quand deux
corps entrent en collision, on considère une probabilité pour qu’ils s’agglomèrent.
Ces calculs suggèrent une croissance des planètes dite oligarchique. La gravité
dépend de la masse de la planète. En conséquence, les planètes dont la croissance
est la plus rapide vont attirer d’autres corps le plus efficacement. Elles dominent
alors rapidement le système au détriment de celles qui ont du mal à croître. Il n’en
restera plus que quelques-unes qui seront de grande taille (> 1 000 km de rayon),
accompagnées de corps de très petite taille (< 100 km). Les planètes géantes se
formeraient dans la zone où les glaces seraient stables. Leur croissance serait très
rapide, accrétant de grandes quantités de gaz.
Cette phase de croissance oligarchique se fait par impacts. Quand l’impacteura
une taille proche de celle du corps impacté, la collision est destructive. Quand ce
n'est pas le cas, la gravité permet à la majorité de la matière éjectée de retomber à
la surface de la planète, qui va donc croître. Plus la croissance planétaire avance,
moins il y a d’impacts et plus ils sont puissants.
Dans un système planétaire en phase de formation, les orbites des planètes peuvent
être instables, changer jusqu’à potentiellement atteindre des positions d’équilibre
durable. Dans certains cas, des planètes vont en percuter d’autres. Ainsi, la fin de
la croissance des planètes serait plutôt une série de collisions géantes.
FOCUS
Détermination de la masse d’une planète
Pour déterminer la masse d’une planète, on utilise les lois de la gravitation, et par exemple la 3e loi de
Kepler dans le cas d une planète qui aurait un ou plusieurs satellites. Cette loi relie o la distance entre la
planète et le satellite, T la période de rotation du satellite, à la masse de la planète M :
a3/T2 = GM/4n2
où G est la constante gravitationnelle (6,67 • 10-11 • m3s2kg~1).
270
■ Image reconstruite
à partir des données
du télescope ALMA
montrant un système
planétaire en formation autour de l'étoile
HL-Tauri, présente
au centre. Les bandes
noires sont des orbites
où des planètes sont en
train de se former.
après la formation de l’étoile. Pour confronter ces modèles à des observations,
les astronomes ont braqué un vaste réseau d’antennes (ALMA) qui se trouve
au Chili afin de scruter les disques d’étoiles jeunes avec le bon angle de vue. Ils
ont trouvé des candidates idéales comme HL-Tauri qui se trouve à 450 millions
d’années-lumière de la Terre ou TW Hydrae dans la constellation de l’Hydre. Depuis
2014, les observations deviennent de plus en plus précises et permettent d’imager
des disques protoplanétaires entrecoupés de nombreux sillons (voir ci-contre). Ces
anneaux vidés de matières représenteraient des orbites de formation d’embryons
planétaires et confirmeraient les théories. Comme il est possible de déduire l’âge
de l’étoile, il semble que les embryons planétaires soient formés dans le premier
million d’années de l’histoire des systèmes stellaires.
2.3 La fin de la croissance planétaire
Lorsque les planétésimaux ou embryons planétaires sont formés, leur gravité est
suffisamment puissante pour attirer la matière environnante et perturber les orbites
des corps en rotation autour de l’étoile. Encore une fois, ce sont les modèles physiques qui permettent de proposer des scénarios. On distribue un grand nombre de
petits corps autour de l’étoile, on calcule l’évolution de leurs orbites et quand deux
corps entrent en collision, on considère une probabilité pour qu’ils s’agglomèrent.
Ces calculs suggèrent une croissance des planètes dite oligarchique. La gravité
dépend de la masse de la planète. En conséquence, les planètes dont la croissance
est la plus rapide vont attirer d’autres corps le plus efficacement. Elles dominent
alors rapidement le système au détriment de celles qui ont du mal à croître. Il n’en
restera plus que quelques-unes qui seront de grande taille (> 1 000 km de rayon),
accompagnées de corps de très petite taille (< 100 km). Les planètes géantes se
formeraient dans la zone où les glaces seraient stables. Leur croissance serait très
rapide, accrétant de grandes quantités de gaz.
Cette phase de croissance oligarchique se fait par impacts. Quand l’impacteura
une taille proche de celle du corps impacté, la collision est destructive. Quand ce
n'est pas le cas, la gravité permet à la majorité de la matière éjectée de retomber à
la surface de la planète, qui va donc croître. Plus la croissance planétaire avance,
moins il y a d’impacts et plus ils sont puissants.
Dans un système planétaire en phase de formation, les orbites des planètes peuvent
être instables, changer jusqu’à potentiellement atteindre des positions d’équilibre
durable. Dans certains cas, des planètes vont en percuter d’autres. Ainsi, la fin de
la croissance des planètes serait plutôt une série de collisions géantes.
FOCUS
Détermination de la masse d’une planète
Pour déterminer la masse d’une planète, on utilise les lois de la gravitation, et par exemple la 3e loi de
Kepler dans le cas d une planète qui aurait un ou plusieurs satellites. Cette loi relie o la distance entre la
planète et le satellite, T la période de rotation du satellite, à la masse de la planète M :
a3/T2 = GM/4n2
où G est la constante gravitationnelle (6,67 • 10-11 • m3s2kg~1).
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