Systèmes planétaires Formation des étoiles

Comment savoir si des étoiles se forment encore actuellement?

Diagramme de Hertzsprung-Russell Couleur-Eclat

Les étoiles de la séquence principaletransforment H en He

Plus les étoiles sont lumineuses, plusleur durée de vie est courte

Elles constituent les étoiles bleues dela séquence principale

Galaxies spirales• Taches bleues ?

Etoiles jeunes

Systèmes planétaires

en formation

Galaxies elliptiques• Couleur rougeâtre

Etoiles vieilles

Pas de systèmes planétaires en formation

Formation d’une proto-étoile

• Nuage de matière interstellaire en équilibreéquilibre• Perturbation de la densité

Rmv

RGMm

2

2

EffondrementEffondrement Cocon entourant une protoétoile en contraction

Retour à l’équilibre

• * Echauffement * dû à la contraction

• * Refroidissement * dû à l’émission IR de H2

A star is bornNouvel équilibre

VisibleVisible Infra-rougeInfra-rouge

Nébuleuse d’OrionNébuleuse d’Orion

Formation d’un disque planétaire• Rotation de la Galaxie Rotation du nuage en contraction

CentrGrav FF presque partout

CentrGrav FF à l’équateur

Formation d’un disque plat et en équilibre en quelques millions d’années

• Conservation du moment angulaire Le nuage tourne de plus en plus vite• La force centrifuge est max à l’équateur

Ceci explique :

Les planètes sont à peu près dans un même planPour le système solaire Plan de l’écliptiqueEcliptique ~ Equateur solaireSens de rotation du Soleil = Sens de révolution des

planètesCollisions et forces de marée Orbites quasi-

circulaires

Champ magnétique

Frein magnétique Transfert de moment

angulaire de l’étoile vers la nébuleuse

Vent stellaire

Refroidissement de la nébuleuse

Condensation

T~1500K éléments réfractaires : Ca, Ti, Al

T<1500K éléments volatils : H2O, NH3, CH4

Différenciation des planètes

Compétition entre• le vent stellaire qui chasse le gaz résiduel de la nébuleuse• le refroidissement qui produit la condensation

Dans la nébuleuse, T diminue lorsque la distance à l’étoile augmente.

La composition chimique dépend de la distance à l’étoile. Près du soleil, il n’y a pas de condensation d’éléments

volatils car T est trop élevé. Le vent solaire l’emporte.

Différenciation des planètes

• Planètes terrestres : Mercure, Vénus, Terre, MarsEléments réfractaires Planètes rocheusesH2O sur Terre ? Comètes !

• Planètes joviennes : Jupiter, Saturne, Uranus, NeptuneEléments réfractaires et volatils Planètes gazeuses

Accrétion1. Collisions de petites particules restant collées par interactions

électrostatiques 1 cm2. Collisions inélastiques Planétésimes de 1 km

3.3. • • Planètes terrestresPlanètes terrestresAccrétion par collisions et par attraction gravifique : Accrétion par collisions et par attraction gravifique : le plus gros planétésime d’une zone donnée accrète tous les autres le plus gros planétésime d’une zone donnée accrète tous les autres pas de satellitespas de satellites

•• Planètes joviennesPlanètes joviennesAccrétion par collisions et par attraction gravifique :Accrétion par collisions et par attraction gravifique :

masse 10 à 20 fois plus élevée grâce aux constituants volatilsmasse 10 à 20 fois plus élevée grâce aux constituants volatils Accrétion gravifique du reste de la nébuleuse Accrétion gravifique du reste de la nébuleuse planètes très planètes très

massives massives Formation de Formation de satellites rocheux satellites rocheux dans le milieu dépourvu dans le milieu dépourvu

d’éléments volatilsd’éléments volatils

Loi de Titius - Bode

Des simulations numériques permettent de Des simulations numériques permettent de retrouver la loi de retrouver la loi de Titius – BodeTitius – Bode : :

DDi i = 0.4 i = 1= 0.4 i = 1

DDii = O.4 + 0.3 = O.4 + 0.3 2 2(i-2)(i-2) i i 2 2

Densité moyenne des planètes

Eléments réfractaires

De plus en plus d’éléments volatils

C CO au lieu de CH4

Structure interne des planètes

Dès que le rayon dépasse quelques centaines de km, Dès que le rayon dépasse quelques centaines de km, les pression élevées et le chauffage provenant des les pression élevées et le chauffage provenant des désintégrations radioactives rendent la matière fluide.désintégrations radioactives rendent la matière fluide. SégrégationSégrégationLes éléments les plus lourds tombent vers le centre, Les éléments les plus lourds tombent vers le centre, Les plus légers remontent en surface. Les plus légers remontent en surface.

Terre …..Terre ….. Noyau : Fe Noyau : Fe Manteau : SilicatesManteau : Silicates

Origine de la Lune

Lune Lune = 3.3 g/cm= 3.3 g/cm33

Terre Terre = 5.2 g/cm= 5.2 g/cm33

Orbite de la Lune Orbite de la Lune EcliptiqueEcliptique

Orbite de la Lune #Orbite de la Lune #Plan équatorial de la TerrePlan équatorial de la Terre

Composition chimique ~Composition chimique ~Manteau – HManteau – H2200

Problèmes ???Problèmes ???

GalileoGalileo

Explication possible

Après la ségrégation chimique de la Terre, Après la ségrégation chimique de la Terre, collision avec un planétésime massifcollision avec un planétésime massif

Ejection de morceaux de lithosphèreEjection de morceaux de lithosphère qui se regroupent pour former la Lunequi se regroupent pour former la Lune

Densité faibleDensité faible Regroupement proche de l’EcliptiqueRegroupement proche de l’Ecliptique Chaleur de l’impact => Disparition des Chaleur de l’impact => Disparition des éléments volatilséléments volatils

Mercure

Mariner 10Mariner 10

Vénus

Mariner 10 1974Mariner 10 1974

La Terre

Galileo 1990Galileo 1990

Mars

HST 1995HST 1995

Astéroïdes

GalileoGalileo

Jupiter

Voyager 1Voyager 1

Les satellites galiléens

Callisto Voyager 2Callisto Voyager 2 Ganymede Voyager 1Ganymede Voyager 1

Les satellites galiléens

Europa Voyager 1Europa Voyager 1 Io Voyager 1Io Voyager 1

Saturne

Uranus

VoyagerVoyager

Neptune

Voyager 2Voyager 2

Pluton

HSTHST

Observations : Hot Jupiters

Planètes géantes Planètes géantes près près de l’étoilede l’étoile Impossible à former Impossible à former in situ in situ carcar trop peu d’éléments volatilstrop peu d’éléments volatils

Hypothèse de la migrationHypothèse de la migration des planètes géantes vers des planètes géantes vers l’étoilel’étoile

La La migrationmigration provient principalement de l’existence de provient principalement de l’existence de couples de torsion entre les zones internes et externes couples de torsion entre les zones internes et externes

de la nébuleuse.de la nébuleuse.

Existence de gaps dans la nébuleuse

Migration vers le centre

La planète trop peu massive pour produire unLa planète trop peu massive pour produire un gap gap dans la nébuleuse dans la nébuleuse Migration vers le centre Migration vers le centre

La planète peut rencontrer une zone suffisammentLa planète peut rencontrer une zone suffisamment dense, y ouvrir un dense, y ouvrir un gap gap et se stabiliseret se stabiliser

La planète est assez massive pour produire unLa planète est assez massive pour produire un gap gap dans la nébuleuse dans la nébuleuse Migration selon le gap Migration selon le gap

Détection des Hot Jupiters

Ces planètes ont été principalement détectées Ces planètes ont été principalement détectées en étudiant la en étudiant la perturbation du mouvementperturbation du mouvementde l’étoile-mère.de l’étoile-mère.

Détection de planètes massivesDétection de planètes massives

Détection de planètes proches de l’étoile-mèreDétection de planètes proches de l’étoile-mère

Existe-t-il des « petites » planètes ailleurs?

Méthode des Méthode des « Transits » « Transits » planétairesplanétaires

On mesure On mesure l’affaiblissement de la lumièrel’affaiblissement de la lumière en provenance en provenancede l’étoile-mère lorsque la petite planète passe devant lede l’étoile-mère lorsque la petite planète passe devant ledisque stellaire.disque stellaire.

Visualisation d’un transit planétaire

Mission spatiale COROT