Collisions et structuration du(es) système(s) solaire(s)... ou comment évacuer >90% de lénergie...

Collisions et structuration Collisions et structuration du(es) système(s) du(es) système(s)

solaire(s)solaire(s)... ou comment évacuer >90% de

l’énergie potentielle du nuage qui a formé formé le système solaire

E.PantinS.Charnoz

QuickTime™ et undécompresseur TIFF (non compressé)

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CollisionsCollisions

Pertes d’énergiePertes d’énergie

Structuration Structuration

Phase I : du Phase I : du m à 1m : m à 1m : accrétion des petits grains accrétion des petits grains

(1000-10 000 ans)(1000-10 000 ans)

Phase II du km à 1000 km: Phase II du km à 1000 km: effet « boule de neige » effet « boule de neige »

(runaway growth) (10 000- (runaway growth) (10 000- 500 000 ans)500 000 ans)

Phase III : assemblage final : ère Phase III : assemblage final : ère des proto-planètes (10-100 Myr)des proto-planètes (10-100 Myr)

Phase I : du Phase I : du m à 1m : accrétion m à 1m : accrétion des petits grains (1000-10 000 des petits grains (1000-10 000

ans)ans)

Disques EPAIS de gaz+poussièresTailles : ~ 0.01-0.1 m au départ~1 m (collage, Van der Waals)~m (sédimentation vers plan médian)

Problèmes restant : arrivé à des tailles du m, les Problèmes restant : arrivé à des tailles du m, les particules ont un temps de vie de particules ont un temps de vie de ~100 ans~100 ans (!!) (!!) (gas (gas drag)drag)Solutions possibles : Solutions possibles :

simulations : S.Charnoz

• instabilité gravitationnelle (disque pas trop instabilité gravitationnelle (disque pas trop turbulent) ??turbulent) ??

• ?? tourbillons où se concentre rapidement la matière ?? ?? tourbillons où se concentre rapidement la matière ?? (détruits par rotation différentielle (« Keplerian shear »))(détruits par rotation différentielle (« Keplerian shear »))

Les planètésimaux (1-10 km) Les planètésimaux (1-10 km) sont forméssont formés

1P/Halley (13/03/86)(Giotto)

Tempel 1 (deep impact)


(1000-10 000 ans)(1000-10 000 ans)




Phase II du km à 1000 km: effet Phase II du km à 1000 km: effet « boule de neige » (runaway « boule de neige » (runaway

growth)growth)Les corps les plus gros prennent le dessus, disque FROID Collisions « douces » accrétion (Vimpact < Vlib)Se simule bien en utilisant approche « statistique »

Apparition d’embryons (« lunes »)Ils s’isolent (accrétion limitée à 4 rayons de « Hill »)

Terre : ~ 0.3M en 105 ans

Jupiter : ~ 30M en 106 ans

Outils : équation de Coagulation(Scholuchowski)

1-10 Myr : Croissance 1-10 Myr : Croissance oligarchique :oligarchique :

les corps les plus gros les corps les plus gros controlent l’évolution controlent l’évolution

dynamique du système.dynamique du système.Etudes en coursEtudes en cours


(1000-10 000 ans)(1000-10 000 ans)




Phase III: assemblage final des planètes Phase III: assemblage final des planètes telluriques: (ère des proto-planètes, 10-100 telluriques: (ère des proto-planètes, 10-100

Myr)Myr)Perturbations gravitationnelles -> excitation mutuelle des

~100 embryons. Transferts d’énergie Collisions géantes, destruction puis réaccrétion. Seules

quelques planètes « survivent »Apport de l’eau sur Terre depuis la région des astéroides ?

Outils : Simulations numériques N-corps

Problème : comment re-régulariser le système ? (-> i, e=0)Effet dissipatifs/transfert énergie vers corps plus petits (négligée dans simulations) ?

Un cas particulier : formation de la Un cas particulier : formation de la Lune par un impact géant (~100 Myr)Lune par un impact géant (~100 Myr)



Outils : hydrodynamique type SPH (desc. Lagrangienne)

80% matière impacteur se retrouve dans la lune.?? composition si similaire entre Terre et Lune ??

« Late Heavy Bombardment »« Late Heavy Bombardment »(700-900 Myr)(700-900 Myr)

Jupiter et Saturne entrent en résonance mutuelle (e agitation), disruption de la proto-ceinture de Kuiper.Grand brassage de matière dans le système solaire ! Cratèrisation de la lune.

QuickTime™ et undécompresseur Cinepak



(1000-10 000 ans)(1000-10 000 ans)


(runaway growth) (10 000- 500 (runaway growth) (10 000- 500 000 ans)000 ans)

Phase III : assemblage Phase III : assemblage final : ère des proto-final : ère des proto-

planètes (10-100 Myr)planètes (10-100 Myr)

Ere des disques de Ere des disques de débrisdébris

?

?

Structuration des disques de débris (10-? Structuration des disques de débris (10-? Myr)Myr)

Disques de poussières, 2ème génération re-créés et entretenus par collisions ou évaporation de planètésimaux (trem= 10000 ans).

Planet

Simulations : M.Boquien

Planètes géantes formées en ~10 Myr + planètésimaux

Interactions planètes-poussières qui migre radialement (pression radiation, PR) => structures (vides internes, assymétries)

Cas bien particulier : disque de Cas bien particulier : disque de PictorisPictoris

ADONIS (Mouillet et al.)J band (1.65 m)



VISIR (Pantin et al.)

HST (Heap et al.)

Collisions/évaporation planètésimaux régions internes => très petites particules, facilement chauffées et amenées à plus grande distance par pression de radiation ??

Phase III : assemblage final : ère Phase III : assemblage final : ère des proto-planètes : planètes des proto-planètes : planètes

géantesgéantes

Embryo formation (runaway)

Embryo isolation

Rapid gas accretion

Truncated by gap formation

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