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Qu'est-ce qu'un modèle en physique ? Exemple : formation et évolution des planètes
Raphaël GalicherMardi 16 février 2010
Mardi 16 février 2010 Raphaël Galicher 2
Plan
Avant 1995 : notre système solaireObservations
Modèles planètes telluriquesModèles géantes gazeuses
Après 1995 : exoplanètes
Observations et remise en cause des modèlesAdaptation des modèles
Mardi 16 février 2010 Raphaël Galicher 3
Plan
Avant 1995 : notre système solaireObservations
Modèles planètes telurriquesModèles géantes gazeuses
Après 1995 : exoplanètes
Observations et remise en cause des modèlesAdaptation des modèles
Mardi 16 février 2010 Raphaël Galicher 4
Observations : notre système
Mardi 16 février 2010 Raphaël Galicher 5
Observations : notre système
Pallé et al 2009
Atmosphère Terre
Mardi 16 février 2010 Raphaël Galicher 6
Observations : notre système
Burrows&Orton 2009
Mardi 16 février 2010 Raphaël Galicher 7
Modèles de formation avant 1995
Objectif : Expliquer formation de NOS planètes avec leurs propriétés mesurées.
Modèles :● Planètes telluriques● Géantes gazeuses
Mardi 16 février 2010 Raphaël Galicher 8
Plan
Avant 1995 : notre système solaireObservations
Modèles planètes telluriquesModèles géantes gazeuses
Après 1995 : exoplanètes
Observations et remise en cause des modèlesAdaptation des modèles
Mardi 16 février 2010 Raphaël Galicher 9
Planètes telluriques
Accrétion de roches
Mardi 16 février 2010 Raphaël Galicher 10
Étape 1 : disque protoplanétaire
Disque : gaz + poussières (μm)
Conservation moment cinétique
Mardi 16 février 2010 Raphaël Galicher 11
Modèle standard du disque
Températures de condensation
Terquem 2005
Mardi 16 février 2010 Raphaël Galicher 12
Modèle standard du disque
Températures de condensation
Terquem 2005
Mardi 16 février 2010 Raphaël Galicher 13
Modèle standard du disque
Températures de condensation
Terquem 2005
Mardi 16 février 2010 Raphaël Galicher 14
Modèle standard du disque
Températures de condensation
gaz gaz gaz
Terquem 2005
Mardi 16 février 2010 Raphaël Galicher 15
Étape 2 : sédimentation
Le gaz entraîne les poussières (μm)
Grains plus petits, plus affectés → grandes vitesses relatives
Gaz
Poussières
Mardi 16 février 2010 Raphaël Galicher 16
Étape 3 : agglométation
Collisions entre petits grains
qq μm
cm au m
Δt~105 ans
Mardi 16 février 2010 Raphaël Galicher 17
Étape 3 : agglométation
Collisions entre petits grains
qq μm
cm au m
Modèle à améliorer● propriétés grains ?● turbulence ?● ...
Δt~105 ans
Mardi 16 février 2010 Raphaël Galicher 18
Étape 4 : planétésimaux
Les poussières (cm/m) entraînent le gaz
Agglomération continue → planétésimaux de ~1km
Δt~103 ans
Mardi 16 février 2010 Raphaël Galicher 19
Étape 4 : planétésimaux
Les poussières (cm/m) entraînent le gaz
Agglomération continue → planétésimaux de ~1km
Modèle à améliorer→ mécanisme exact inconnu !● instabilités du disque ?● propriétés grains ?● ...
Δt~103 ans
Mardi 16 février 2010 Raphaël Galicher 20
Étape 5 : protoplanètes
Un gros mange les autres sur son orbite→ runaway accretion
Δt~105 ans pour 0,01M⊕ à 1UA
Interactions gravitationnelles locales + collisions
Mardi 16 février 2010 Raphaël Galicher 21
Étape 5 : protoplanètes
Un gros mange les autres sur son orbite→ runaway accretion
Δt~105 ans pour 0,01M⊕ à 1UA
Interactions gravitationnelles locales + collisions
Mardi 16 février 2010 Raphaël Galicher 22
Étape 5 : protoplanètes
Un gros mange les autres sur son orbite→ runaway accretion
Δt~105 ans pour 0,01M⊕ à 1UA
Interactions gravitationnelles locales + collisions
Mardi 16 février 2010 Raphaël Galicher 23
Étape 6 : planètes terrestres
Interactions gravitationnelles lointaines + collisions
Δt~108 ans
● Modèles OK pour planètes telluriques ● Pb pour cœur des géantes gazeuses car plus assez de gaz !
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Plan
Avant 1995 : notre système solaireObservations
Modèles planètes telluriquesModèles géantes gazeuses
Après 1995 : exoplanètes
Observations et remise en cause des modèlesAdaptation des modèles
Mardi 16 février 2010 Raphaël Galicher 25
Géantes gazeuses
Capture de l'atmosphère gazeuse
gaz
cœur solide
Mardi 16 février 2010 Raphaël Galicher 26
Adaptation du modèle
Énergie gravitationnelle planétésimauxvs
équilibre atmosphère
5. Gaz et cœur solide ensemble → masse critique6. Accrétion atmosphère emballée Δt~106 ans}
Mardi 16 février 2010 Raphaël Galicher 27
Adaptation du modèle
Énergie gravitationnelle planétésimauxvs
équilibre atmosphère
5. Gaz et cœur solide ensemble → masse critique6. Accrétion atmosphère emballée Δt~106 ans}
Modèle à améliorer● écart avec masse du cœur de Jupiter● ...
Mardi 16 février 2010 Raphaël Galicher 28
Un nouveau modèle
Effondrement gravitationnel + fragmentation du disque
Mardi 16 février 2010 Raphaël Galicher 29
Un nouveau modèle
Effondrement gravitationnel + fragmentation du disque
Modèle à améliorer● besoin disque trop massif● pb métallicité des planètes● ...
Mardi 16 février 2010 Raphaël Galicher 30
Résumé avant 1995
Telluriquesaccrétion
Géantesaccrétion modifiée
ouinstabilité gravitationnelle
Mardi 16 février 2010 Raphaël Galicher 31
Plan
Avant 1995 : notre système solaireObservations
Modèles planètes telluriquesModèles géantes gazeuses
Après 1995 : exoplanètes
Observations et remise en cause des modèlesAdaptation des modèles
Mardi 16 février 2010 Raphaël Galicher 32
Avant 1995
Mercure
Terre
Jupiter
Terquem 2005
Mardi 16 février 2010 Raphaël Galicher 33
En 1995 : Jupiter chaud
Mercure
Terre
Jupiter51 Peg b
Terquem 2005
Mardi 16 février 2010 Raphaël Galicher 34
Exception?
En 1995 : Jupiter chaud
Mercure
Terre
Jupiter51 Peg b
Terquem 2005
Mardi 16 février 2010 Raphaël Galicher 35
Depuis 1995 : >400 exoplanètes
Limite glaces
Limite roches
Jupiter
Terre
G2
Mardi 16 février 2010 Raphaël Galicher 36
Depuis 1995 : >400 exoplanètes
Limite glaces
Limite roches
M⊕
MJ
G2
Mardi 16 février 2010 Raphaël Galicher 37
Depuis 1995 : >400 exoplanètes
Limite glaces
Limite roches
M⊕
MJ
Solides
Jupiter
G2
Mardi 16 février 2010 Raphaël Galicher 38
Depuis 1995 : >400 exoplanètes
Limite glaces
Limite roches
M⊕
MJ
Solides
Jupiter
Jupiter chauds
Telluriques chaudes
Super-Terre
G2
Mardi 16 février 2010 Raphaël Galicher 39
Depuis 1995 : >400 exoplanètes
Limite glaces
Limite roches
M⊕
MJ
Solides
Jupiter
Telluriques chaudes
Super-Terre
G2
Jupiter chauds ?
Mardi 16 février 2010 Raphaël Galicher 40
Plan
Avant 1995 : notre système solaireObservations
Modèles planètes telluriquesModèles géantes gazeuses
Après 1995 : exoplanètes
Observations et remise en cause des modèlesAdaptation des modèles
Mardi 16 février 2010 Raphaël Galicher 41
Disque protoplanétaire confirmé
24, 38, 68 UA
10, 10, 7 MJ
Marois et al 2008
Mardi 16 février 2010 Raphaël Galicher 42
Adapter les modèles
1. Formation par accrétion → pas complètement erroné
2. Changer orbite... plusieurs modèles dont :
a. Si + de 2 géantes : interaction/éjection
b. Interaction planète et planétésimaux internes
c. Interaction planète-disque → migration
Mardi 16 février 2010 Raphaël Galicher 43
Adapter les modèles
1. Formation par accrétion → pas complètement erroné
2. Changer orbite... plusieurs modèles dont :
a. Si + de 2 géantes : interaction/éjection
b. Interaction planète et planétésimaux internes
c. Interaction planète-disque → migration
Mardi 16 février 2010 Raphaël Galicher 44
Migration type I : M < 10 M⊕
Perturbations linéaires
Ondes de densité
Disque non modifié
Échange moment cinétique
Arrêt migration qd plus linéaire Pierens
Mardi 16 février 2010 Raphaël Galicher 45
Migration type I : M < 10 M⊕
Perturbations linéaires
Ondes de densité
Disque non modifié
Échange moment cinétique
Arrêt migration qd plus linéaire Pierens
Modèle à améliorer● Si turbulence ?● Si champ magnétique ?● Si viscosité plus grande ?● Si profil température différent ?● ...
Mardi 16 février 2010 Raphaël Galicher 46
Migration type II : M > MJ
Perturbations non linéaires
Sillon si :1. dissipation > propagation2. disque pas trop turbulent
Disque modifié
Échange moment cinétique
Armitage 2005
Mardi 16 février 2010 Raphaël Galicher 47
Migration type II : M > MJ
Perturbations non linéaires
Sillon si :1. dissipation > propagation2. disque pas trop turbulent
Disque modifié
Échange moment cinétique
Armitage 2005
Modèle à améliorer●Arrêt migration ?● ...
Mardi 16 février 2010 Raphaël Galicher 48
Migration type III : 10 M⊕ < M < M
J
Entre type I et type II
Perturbations non linéaires
Pas de sillon
Échange moment cinétique
Armitage 2005
Mardi 16 février 2010 Raphaël Galicher 49
Comment contraindre les modèles ?
Nouvelles observationset
nouvelles techniques
Mardi 16 février 2010 Raphaël Galicher 50
Comment contraindre les modèles ?
?Armitage 2005Armitage 2005 Armitage 2005
Nouvelles observationset
nouvelles techniques
Cas 1 Cas 2 Cas 3
Mardi 16 février 2010 Raphaël Galicher 51
Conclusions
1. ObservationsNotre système solaire
2. ModèlesFormation telluriques et géantes
3. Observations : remise en questionExoplanètes (Jupiter et telluriques chauds, super-Terre, etc.)
4. Adaptation/nouveaux modèlesMigration
5. = 3., etc.
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Qu'est-ce ?
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Qu'est-ce ?
modélisation
Modèle 1 :une montagne
Mardi 16 février 2010 Raphaël Galicher 54
Qu'est-ce ?
prévisionsHauteur, position
modélisation
Modèle 1 :une montagne
Mardi 16 février 2010 Raphaël Galicher 55
Qu'est-ce ?
Nouvelle observation
prévisionsHauteur, position
modélisation
mise à
l'épreuve
Modèle 1 :une montagne
Mardi 16 février 2010 Raphaël Galicher 56
Qu'est-ce ?
Nouvelle observation
prévisionsHauteur, position
modélisation
Il n'y a rien !
mise à
l'épreuve
Modèle 1 :une montagne
Mardi 16 février 2010 Raphaël Galicher 57
Qu'est-ce ?
Modèle 1 :une montagne
Nouvelle observation
prévisionsHauteur, position
modélisation
mise à
l'épreuve
adaptation
Modèle 2 :l'ombre de la montagne sur laquelle se trouve le
photographe
Mardi 16 février 2010 Raphaël Galicher 58
Qu'est-ce ?
Modèle 1 :une montagne
Nouvelle observation
prévisions
Hauteur, position
modélisation
mise à
l'épreuve
adaptation
Modèle 2 :l'ombre de la montagne sur laquelle se trouve le
photographe
...
prévisions
Mardi 16 février 2010 Raphaël Galicher 59
MerciLavoisier 1785