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Le ciel à découvert

 | 
Jean Audouze

Première partie. Le Soleil et le Système solaire

2. Disques protoplanétaires et formation planétaire

Aurélien Crida et Alessandro Morbidelli

Texte intégral

Introduction

1Les planètes tournent autour du Soleil.

2Cette phrase banale ne l’a pas toujours été (on sait que Copernic et Galilée ont risqué gros pour l’avoir affirmé), mais les mesures précises de Tycho Brahé analysées par Kepler ne laissent plus place au doute : Mars et les autres planètes suivent une orbite elliptique dont le Soleil occupe l’un des foyers. C’est la première des trois lois de Kepler décrivant le mouvement des planètes, publiées en 1609 et 1619. Ces lois sont uniquement fondées sur des observations. Ce n’est que quelques décennies plus tard que Newton montrera qu’elles se déduisent aisément de sa théorie de la gravitation universelle ; déjà au XVIIe siècle, la théorie était en retard sur l’observation… Une observation encore plus simple, et à l’époque inexpliquée, est que les planètes vues depuis la Terre parcourent toutes la même zone du ciel étoilé : le Zodiaque, qui traverse 12 célèbres constellations (ainsi qu’une treizième, Ophiucus). Cela signifie qu’elles tournent autour du Soleil dans le même plan (l’écliptique) et dans le même sens.

3Pourquoi ? D’où viennent les planètes ? Une idée émerge alors, via notamment Kant et Laplace : les planètes se seraient condensées à partir d’un disque de gaz et de poussières qui tournait autour du Soleil à l’origine. Le Système solaire aurait simplement gardé cette forme. À partir de là, la théorie va prendre de l’avance sur les observations. Sans qu’un tel disque ait jamais été observé, les théories de formation planétaire vont se développer dans ce cadre ; il faut dire que l’idée d’un disque entourant les jeunes étoiles est en accord avec les théories de formation stellaire. À la fin des années 1970, début des années 1980, Weidenshilling et Hayashi vont développer le concept de Nébuleuse Solaire de Masse Minimale (NSMM) : il s’agit d’un disque-étalon obtenu en effectuant mentalement l’opération inverse ; en pulvérisant les planètes et en étalant les débris autour de leurs orbites, on obtient un disque de poussières relativement homogène. Si on ajoute du gaz en quantité suffisante, il devient un disque protoplanétaire. Ce disque virtuel donne plus de consistance à la théorie de formation planétaire, et fournit aux théoriciens une idée des paramètres physiques de l’environnement dans lequel les planètes doivent se former. Toutefois, l’idée de la NSMM repose sur deux hypothèses fondamentales : que les planètes se sont formées localement, à partir des solides qui étaient autour de leurs orbites actuelles, et qu’elles se sont formées à partir de tous les solides disponibles, sans perte. Nous allons voir plus loin que ces deux hypothèses sont sans doute à remettre en question. Si la formation planétaire consiste principalement à coller ensemble les poussières d’un disque protoplanétaire, et à entourer éventuellement de gaz les protoplanètes ainsi obtenues, cela ne se fait pas sans mal.

Disques proto-planétaires

  • 1 Le moment cinétique d’un corps est le produit du rayon de son orbite par sa vitesse et sa masse. C (...)

4Lors de la formation d’une étoile, un nuage moléculaire (une nébuleuse froide et dense contenant du H2) s’effondre sur lui-même sous l’effet de sa propre gravité. Au centre, la densité, la pression, et la température deviennent si élevées que les premières réactions de fusion nucléaire démarrent : l’étoile s’allume. Mais si le nuage tournait, ne fût-ce que très légèrement, sur lui-même au départ, il va conserver son moment cinétique1 au cours de l’effondrement. Comme le patineur qui tourne plus vite en ramenant les bras le long du corps, le gaz tourne de plus en plus vite en tombant vers le centre. Finalement, la force centrifuge empêche la chute finale vers l’étoile dans le plan perpendiculaire à l’axe de rotation. L’étoile devrait donc être entourée d’un disque qui lui tourne autour.

5On observe que les étoiles âgées de quelques millions d’années (l’équivalent d’un mois pour un homme de 80 ans d’espérance de vie) émettent trop d’infra-rouge relativement à leur masse et leur température. On appelle ces bébés étoiles des T-Tauri. Leur excès d’infra-rouge est la signature spectrale d’un autre objet situé dans le voisinage de l’étoile. L’explication la plus simple est qu’elles sont entourées de quelque chose qui rayonne dans l’infra-rouge, sans pour autant la masquer. Par exemple, un disque de gaz et de poussières, chauffé par l’étoile… Si on analyse finement l’excès infra-rouge observé, on peut même en déduire la masse et la température du disque, ainsi que sa structure sommaire : s’il manque les longueurs d’ondes correspondant aux températures caractéristiques d’une certaine région, on en déduit que le disque présente un trou à cet endroit.

Structure des disques protoplanétaires

  • 2 Une unité astronomique est la distance de la Terre au Soleil, soit 150 millions de kilomètres.

6En 1995, le télescope spatial Hubble a enfin photographié plusieurs de ces disques (voir figure 1). Depuis, la technique de l’interférométrie (utilisation de plusieurs télescopes à la fois) a permis des observations plus précises dans diverses longueurs d’ondes (en particulier au Plateau de Bure, dans les Hautes-Alpes). La prochaine génération d’interféromètres (par exemple ALMA) apportera encore de nouvelles avancées pour étudier plus en détail de nombreux disques. Un disque protoplanétaire typique a un rayon de quelques centaines d’unités astronomiques2 (UA), et une épaisseur à peu près proportionnelle à la distance à l’étoile centrale, ce qui lui donne un profil en forme de nœud papillon. Plus précisément, si H est la hauteur du disque et r la distance à l’étoile (voir figure 1), on a en général H/r ≈ 0,05 (augmentant légèrement avec r).

7C’est la pression du gaz qui est responsable de l’épaisseur du disque : sans pression, le disque s’effondrerait verticalement et deviendrait complètement plat ; c’est le cas des anneaux de Saturne qui ne sont pas faits de gaz mais de blocs de glace. Ainsi, connaître l’épaisseur des disques donne accès à la pression et donc à la température du gaz. Dans le plan médian du disque, celle-ci est de l’ordre de 150 degrés Kelvin à 1 UA de l’étoile, et décroît quand on s’éloigne de l’étoile. La composition chimique du disque va donc dépendre de l’endroit considéré. En particulier, il existe une limite au-delà de laquelle l’eau se trouve à l’état de glace solide tandis que dans les régions plus internes et plus chaudes, elle ne peut subsister qu’à l’état de vapeur. Cette ligne des glaces se situe entre 3 et 5 UA de l’étoile, selon la masse de l’étoile et l’âge du disque. À l’extérieur de la ligne des glaces, il y a donc plus de matériel solide disponible pour la formation planétaire, et surtout, de l’eau se trouve incorporée, sous forme de glace, aux embryons planétaires qui s’y forment. Schématiquement, cela explique la différence entre les astéroïdes de la ceinture principale du Système solaire, située entre Mars et Jupiter, entre 2 et 3,3 UA, qui sont secs, rocheux ou métalliques, et les comètes, situées au-delà de Jupiter (elle-même à 5,2 UA du Soleil), composées pour moitié de glace.

8La composition d’un disque protoplanétaire est environ 99 % d’hydrogène et d’hélium (que nous appellerons gaz) et 1 % d’éléments plus lourds (que nous appellerons poussières). Parmi ces poussières, on trouve principalement de l’oxygène, du carbone, du silicium, du fer, du nickel, le tout combiné en molécules comme CO, CO2, H2O, CH4, SiO2, à l’état solide ou vapeur… La densité totale dans la NSMM est 60 MTerre/UA2 à 1 UA du Soleil, et décroît quand on s’éloigne de l’étoile, proportionnellement à 1/√r3. La densité mesurée dans les disques est en général similaire bien qu’un peu supérieure, mais varie selon l’étoile, et surtout selon l’âge du disque : la masse totale du disque est de l’ordre de 10 % de la masse de l’étoile au début, mais décroît régulièrement, jusqu’à la disparition du disque.

Évolution des disques

9En fait, à chaque fois qu’un disque est observé ou détecté, on observe aussi des signatures d’accrétion : du gaz tombe en permanence sur l’étoile, qui l’absorbe, et la masse du disque diminue. Pourquoi le gaz ne reste-t-il pas sagement en orbite autour de l’étoile ? Parce que la troisième loi de Kepler impose une vitesse différente sur chaque orbite, qui décroît comme l’inverse de la racine carrée de la distance à l’étoile (par exemple, Mercure se meut autour du Soleil à 47 km/s, la Terre à 30 km/s, Jupiter à 13 km/s, etc.). Considérons un cercle centré sur l’étoile. Le gaz situé à l’intérieur du cercle tourne plus vite que le gaz situé à l’extérieur. Par conséquent, le frottement à l’interface entre l’intérieur et l’extérieur, causé par la viscosité du gaz, provoque un freinage du disque interne, et une accélération du disque externe. Il y a transfert d’énergie et de moment cinétique de l’intérieur vers l’extérieur. Ceci est vrai pour tout cercle autour de l’étoile. Nous venons de démontrer que dans un disque de gaz en orbite autour d’un corps central, le moment cinétique et l’énergie sont continuellement transférés par la viscosité de l’intérieur vers l’extérieur. Or le moment cinétique et l’énergie d’un corps augmentent avec r, et déterminent le rayon de son orbite (conséquence de la troisième loi de Kepler). Par conséquent, le disque s’étale : les régions les plus externes, accélérées, s’éloignent de l’étoile, tandis que les parties internes, freinées, s’en approchent. Ainsi, l’étoile absorbe finalement presque toute la masse du disque. D’après les observations, ce processus dure entre 3 et 10 millions d’années, selon principalement la masse de l’étoile centrale (plus elle est massive, plus le disque évolue et disparaît rapidement).

Fig. 1 – Observations (a) et schéma en coupe (b) de disques protoplanétaires. M. J. McCaughrean (MPIA), C. R. O’Dell (Rice University), NASA

10Cela pose un problème : la viscosité du gaz est trop faible pour expliquer une accrétion si rapide. On considère donc que le gaz est turbulent, car la turbulence a exactement le même effet que la viscosité pour transférer du moment cinétique et de l’énergie. D’où vient donc cette turbulence ? Cette question est l’objet de nombreux débats parmi les scientifiques. La cause la plus généralement admise est l’Instabilité Magnéto-Rotationnelle : à cause de la rotation différentielle décrite ci-dessus, les lignes de champ magnétique, entraînées par les ions et grains chargés électriquement présents dans le gaz sont étirées, distordues, et finissent par craquer. Dans certaines régions du disque, il pourrait ne pas y avoir assez de grains ionisés pour que l’instabilité ait lieu : cela permet d’envisager des zones mortes dans lesquelles le disque ne serait pas turbulent et donc presque pas visqueux. L’existence de zones mortes est elle aussi en débat…

11En résumé, un disque protoplanétaire est un disque de gaz et de poussières (environ 1 %) autour d’une étoile jeune, de rayon une centaine d’UA, assez fin mais pas complètement plat, plus chaud au centre que vers l’extérieur, qui tombe petit à petit sur l’étoile à cause de sa viscosité (causée par la turbulence), et disparaît en quelques millions d’années. C’est dans ce contexte que doivent se former les planètes, en particulier celles du Système solaire il y a 4,5 milliards d’années.

Formation planétaire

12Les poussières se trouvent dans le disque initialement sous la forme de grains micrométriques. Pour obtenir finalement des planètes de plusieurs milliers de kilomètres de rayon, il faut donc multiplier la taille des corps solides par quelques millions de millions. On se doute que la croissance des solides est due à des processus différents selon l’ordre de grandeur de la taille considéré. Il y a donc plusieurs étapes dans la formation planétaire.

Embryons

13Lorsqu’ils se rencontrent, les grains se collent grâce à des interactions atomiques, formant des agrégats filamenteux pouvant atteindre plusieurs millimètres. Les grains et les agrégats ne sont pas sensibles à la pression du gaz. Par conséquent, ils ne peuvent pas rester dans l’épaisseur du disque, mais tombent dans son plan médian. Ce phénomène s’appelle la sédimentation, et permet d’obtenir une couche centrale dans le disque où la densité de solides est plus forte. Les agrégats peuvent alors se rencontrer et, si la vitesse y est favorable (ni trop lente ni trop rapide), fusionner. Petit à petit, des agrégats de plus en plus gros se forment (comme la poussière forme lentement des moutons sous les lits).

14Mais cette croissance est fragile : une collision trop violente et l’agrégat est disloqué. De plus, les agrégats subissent un vent de face de la part du gaz, car ce dernier tourne légèrement moins vite autour de l’étoile que ce qu’imposent les lois de Kepler (à cause de la pression encore). Les agrégats perdent donc de l’énergie et spiralent vers l’étoile centrale, ce qui menace sérieusement leur survie. Ce frottement est le plus sensible pour des agrégats de 10 cm à 10 m, et la difficulté de survivre à cette taille assez longtemps pour devenir plus gros est connue comme la barrière du mètre.

15Une fois cette barrière franchie, la gravitation, auparavant négligeable, commence à jouer un rôle significatif pour fusionner des corps de taille supérieure au kilomètre (appelés planétésimaux). En incurvant les trajectoires de deux corps qui s’approchent, la gravité facilite les collisions. Cet effet de focalisation est d’autant plus efficace qu’un corps est massif. On entre donc dans un régime dit de croissance emballée, dans lequel les plus gros objets grandissent plus vite que les plus petits, et se détachent rapidement du commun des planétésimaux. Pour faire clair, ce régime est l’équivalent astronomique du capitalisme libéral.

16Lorsqu’un objet devient si gros qu’il perturbe les planétésimaux et leur donne une vitesse d’agitation élevée (de l’ordre de sa propre vitesse de libération), la focalisation gravitationnelle devient négligeable. Dès lors, les écarts de masse diminuent entre les gros objets, qui continuent à croître en absorbant des planétésimaux, mais moins vite s’ils sont plus massifs ; ce régime est appelé croissance oligarchique, puisqu’il crée et entretient une classe de plusieurs dominants. Après un à trois millions d’années, les « oligarques » ont absorbé tous les solides présents dans leur zone d’influence (autour de leur orbite, d’une largeur proportionnelle à leur masse). Ils ont alors atteint leur masse d’isolation, de l’ordre de celle de la Lune vers 1 UA et plus grande quand on s’éloigne de l’étoile. On obtient ainsi des embryons planétaires, sur des orbites suffisamment espacées pour éviter toute collision à court terme.

17De récents modèles permettent de franchir la barrière du mètre et d’obtenir directement des embryons, en utilisant la turbulence du disque. En effet, entraînés par le gaz, les agrégats centimétriques de poussières tendent à converger au centre d’un tourbillon. Il semblerait que sous certaines conditions, on puisse atteindre une densité de solides telle que les poussières soient gravitationnellement liées les unes aux autres. Elles ne pourraient alors plus que s’agglomérer pour former un embryon dont la taille pourrait atteindre plusieurs centaines de km. Encore à l’étude, ces modèles ne font pas l’unanimité dans la communauté scientifique, bien qu’ils présentent de nombreux avantages.

Planètes géantes

18Au-delà de la ligne des glaces, les embryons peuvent sans doute atteindre plusieurs fois la masse de la Terre. À partir de 10 masses terrestres, la gravité de l’embryon est suffisante pour retenir du gaz du disque, et constituer une enveloppe d’hydrogène et d’hélium. Pour cette raison, on appelle aussi ces embryons planétaires des cœurs.

19L’accrétion d’une couche de gaz significative prend du temps : la pression s’oppose à l’effondrement du gaz sur le cœur. Durant plusieurs millions d’années, l’accrétion se poursuit lentement : plus le cœur acquiert de la masse en accumulant des solides, plus il est capable de retenir une grande enveloppe de gaz, qui se refroidit lentement. L’enveloppe ne doit pas être confondue avec l’atmosphère d’une planète : elle est beaucoup plus étendue et moins dense. Un mini-disque entoure la planète, par lequel elle accrète du gaz, à l’instar de l’étoile. Cette phase dure plusieurs millions d’années, ce qui peut être trop long étant donné la durée de vie d’un disque. Elle peut cependant être accélérée si la migration (voir section suivante) permet au cœur solide de grossir plus vite, en allant chercher de nouveaux solides hors de sa zone d’influence désormais vide.

20Si la masse de l’enveloppe atteint environ 100 masses terrestres, la pression ne peut plus la soutenir, et l’enveloppe s’effondre. Tout le gaz disponible est alors absorbé par la planète, qui atteint rapidement la masse de Jupiter, voire la dépasse. Comme rien (ou presque) ne peut arrêter l’effondrement, on voit que la quantité de gaz disponible déterminera la masse finale de la planète. Or, nous avons vu que la densité de gaz dans le disque protoplanétaire diminue au fil du temps. Cela pourrait expliquer la masse relativement modérée de Saturne : si elle s’est formée plus tard que Jupiter, il y avait moins de gaz à disposition. De plus, Saturne et Jupiter sont enrichies en éléments lourds par rapport à la composition solaire (et donc au disque proto-solaire initial), ce qui pourrait venir du fait qu’elles se sont formées à partir d’un disque ayant déjà perdu une bonne partie de son gaz.

21Si la masse critique pour l’effondrement n’est pas atteinte avant que le disque de gaz ne se dissipe complètement, la planète ne deviendra jamais une géante gazeuse, mais restera sous la forme d’un gros cœur de roches et glaces d’une quinzaine de fois la masse de la Terre, entouré d’un peu d’hydrogène et d’hélium. C’est probablement ce qui s’est passé pour Uranus et Neptune.

22Mentionnons également une alternative au modèle d’accrétion de cœur décrit ci-dessus : l’instabilité gravitationnelle. Selon cette idée, certaines parties du disque s’effondrent sur elles-mêmes sous l’effet de leur propre gravité, à l’instar du nuage moléculaire qui avait donné naissance à l’étoile. Le résultat de cet effondrement rapide serait une planète géante. Toutefois, il semble difficile que les conditions de densité et température soient réunies dans le disque pour qu’un tel effondrement ait lieu, et il ne pourrait expliquer ni l’enrichissement de Jupiter et Saturne, ni l’existence d’Uranus et Neptune. La plupart des planétologues s’accordent à penser que l’instabilité gravitationnelle n’a probablement lieu que rarement, dans les parties les plus lointaines du disque, à des dizaines voire centaines d’UA de l’étoile, mais c’est un sujet de recherche et de débats très actuel.

Planètes telluriques

  • 3 L’excentricité d’une orbite en forme d’ellipse caractérise sa forme ; elle vaut 0 pour un cercle p (...)

23Reprenons nos embryons de taille lunaire, trop petits pour retenir du gaz, qui se trouvent dans les régions plus internes du système. Lorsque le disque de gaz disparaît, qui tend à rendre circulaires les orbites des embryons, ces derniers peuvent acquérir des orbites allongées (ou excentriques3) car les uns perturbent le mouvement des autres. Ils peuvent alors se croiser. C’est ainsi que démarre la phase des impacts géants.

24En 30 à 100 millions d’années (selon notamment l’excentricité de l’orbite de Jupiter à cette période), les embryons vont fusionner par collisions violentes, jusqu’à ce que le nombre d’objets ait décru suffisamment pour que la configuration orbitale soit stable. Finalement, il ne restera dans le Système solaire que les 4 planètes telluriques que nous connaissons actuellement, ce qui est cohérent avec les simulations numériques, dans lesquelles on obtient en général de 3 à 5 objets de masses inférieures à deux fois la Terre. À noter que sa petite taille suggère que Mars serait en réalité un des embryons originaux, qui a échappé à cette phase de cannibalisme planétaire.

25Un de ces impacts sur la jeune Terre peut, sous certaines conditions de masse et de vitesse de l’embryon projectile, créer un disque autour de la Terre, qui s’agglomère pour former la Lune. Des mécanismes d’équilibrage entre le disque (liquide) et la Terre (couverte d’un océan de magma) permettent d’expliquer la similarité de la composition isotopique de la Terre et de la Lune. Il faut pour cela que la composition des deux soit restée constante depuis, c’est-à-dire que cet impact devait être le dernier. De toute façon, l’arrivée d’un autre embryon sur Terre aurait déstabilisé l’orbite de la Lune. Les plus récentes estimations de l’âge de la Lune (60 à 120 millions d’années après la formation du Système solaire) sont en accord avec ce scénario.

Discussion

26La théorie décrite ci-dessus n’est pas parfaite, il y a des problèmes de temps, la barrière du mètre, de nombreux aspects à raffiner, mais elle offre une idée satisfaisante de la formation planétaire : il semble logique que l’on forme dans un disque protoplanétaire des planètes telluriques proches de l’étoile, et des géantes gazeuses plus loin. Il semble donc probable que les autres étoiles abritent des systèmes planétaires semblables au nôtre, la théorie devance l’observation. La première observation d’une planète autour d’une étoile de type solaire en 1995 par Mayor et Queloz a donc fait l’effet d’une bombe : il s’agissait d’une planète d’environ la moitié de la masse de Jupiter, située à 0,02 UA de son étoile, 51-Pegasus. Aujourd’hui, sur les presque 300 exoplanètes connues de masse supérieure à une demi masse de Jupiter, 45 % sont plus proches de leur étoile que la Terre du Soleil, et 15 % orbitent à moins de 0,05 UA de leur étoile. Comment ces Jupiters chauds peuvent-ils se former ?

Migration planétaire

27Lorsqu’une planète de masse respectable (plus grosse que la Lune) orbite autour de l’étoile au milieu du disque de gaz, elle est capable, par sa gravité, de perturber le gaz. Il se forme ainsi dans le disque une spirale en sur-densité (voir figure 2), qui à son tour perturbe le mouvement de la planète. En général, la planète est freinée, d’autant plus que la spirale est importante, donc d’autant plus que la planète est massive. La planète perd ainsi de l’énergie et du moment cinétique, et le rayon de son orbite décroît, à une vitesse proportionnelle à sa masse. Cette migration (dite de type I) de la planète dans le disque est très rapide : par exemple, pour un cœur de 10 MTerre 5 UA, il suffit de dans la NSMM à 100 000 ans pour atteindre l’étoile. C’est un gros problème, puisqu’on devrait alors perdre tous les cœurs de planètes géantes dès qu’ils se forment, sans même leur laisser le temps d’acquérir une massive enveloppe de gaz.

28Ce sujet de recherche est particulièrement actif, et plusieurs solutions à ce problème sont proposées. Localement, la migration de type I s’arrête si la densité du disque augmente brutalement vers l’extérieur ; ce serait le cas du bord interne d’une zone morte par exemple, et cela permet de sauver un cœur, qui à son tour fait barrage pour les autres. Globalement, la turbulence dans le disque cause sur la planète une force variable, qui la fait migrer de manière aléatoire, plutôt que constamment vers l’intérieur ; quelques cœurs peuvent ainsi échapper à la chute vers l’étoile. Il a aussi été démontré que si les variations de température sont prises en compte, un effet additionnel apparaît, capable de repousser la planète vers l’extérieur si la température (ou plus précisément l’entropie du gaz) décroît suffisamment rapidement lorsqu’on s’éloigne de l’étoile. Enfin, les interactions d’une petite planète avec des planétésimaux pourraient conduire à la faire migrer dans n’importe quelle direction, plus fortement encore que l’interaction avec le gaz. Il est donc certain que des corps de 1 à 30 masses terrestres migrent dans le disque, probablement rapidement, mais il n’est pas encore clair dans quelle direction et jusqu’où…

29Dans le cas d’une planète géante, la force de la planète sur le gaz est telle qu’elle est capable de repousser le gaz et d’ouvrir un sillon autour de son orbite (voir figure 2). En effet, en attirant vers elle la spirale dense, la planète accélère le disque externe (ce qui l’éloigne de l’étoile), et freine le disque interne (ce qui le pousse vers l’étoile). Le disque est alors coupé en deux, avec la planète en orbite au milieu. Mais nous avons vu que le disque s’étale, et tombe vers l’étoile. La planète étant coincée dans le sillon doit suivre le disque : elle migre aussi vers l’étoile, au rythme cette fois-ci de l’étalement visqueux du disque. On peut donc amener lentement une planète géante formée loin de l’étoile (comme dans la partie précédente) jusqu’au voisinage proche de l’étoile. Cette migration (dite de type II) permet de comprendre l’observation des très nombreux « Jupiters chauds », comme 51-Peg b.

Fig. 2 – Simulations d’un disque protoplanétaire perturbé par une planète, vu de dessus. La couleur représente la densité du gaz : clair pour une sur-densité, sombre pour une sous-densité. L’étoile est au centre, en jaune ; la planète est à droite, au milieu du lobe blanc. En haut : petite planète créant une spirale. En bas : planète géante ouvrant un sillon. (Images : F. Masset)

30Mais toutes les planètes géantes n’ont pas migré jusque-là, par exemple Jupiter et Saturne sont toujours à 5,2 et 9,6 UA du Soleil. La solution la plus simple à ce problème est de considérer que nos planètes géantes se sont formées à la fin de la vie du disque (comme évoqué en 3.2), et que donc elles n’ont pas eu le temps de migrer jusqu’au Soleil avant que le gaz ne se dissipe. D’autre part, on observe dans les simulations numériques que Jupiter et Saturne tendent à entrer au cours de leur migration en résonance de moyen mouvement : il s’agit d’un rapport simple entre leurs périodes orbitales. Par exemple c’est le cas si Jupiter fait exactement 3 tours autour du Soleil quand Saturne en fait 2. Dans pareil cas, tous les deux tours, Saturne retrouve Jupiter entre elle et le Soleil, qui lui donne une pichenette gravitationnelle. Ces pichenettes se produisent toujours au même endroit dans le cas d’une résonance de moyen mouvement, au lieu d’être réparties aléatoirement sur l’orbite de Saturne. Elles s’accumulent donc, ce qui modifie l’orbite de Saturne. Réciproquement, Saturne modifie l’orbite de Jupiter. Les deux géantes sont ainsi capables de s’échanger énergie et moment cinétiques, et de résister ensemble à la migration de type II : dans un sillon commun, Saturne est repoussée vers l’intérieur par le disque externe tandis que Jupiter est repoussée vers l’extérieur par le disque interne. Mais la résonance empêche les planètes de s’approcher l’une de l’autre, et Jupiter étant plus massive l’emporte : les deux planètes migrent de concert légèrement vers l’extérieur. Selon les paramètres du disque et le rapport de masse des deux planètes, la migration en résonance est plus ou moins rapide, vers l’intérieur ou l’extérieur. Cela offre de nombreuses possibilités quant aux éléments orbitaux (excentricité et demi-grand-axe) obtenus, ce qui permet d’expliquer certains systèmes d’exoplanètes observés, et pourquoi Jupiter et Saturne sont restées si loin du Soleil.

31Dans tous les cas, une planète migre au cours de sa formation, suivant différents types de migration selon sa masse. La migration planétaire est problématique pour les cœurs, mais aussi nécessaire pour comprendre la répartition des exoplanètes, en particulier les nombreux « Jupiters chauds ». Elle permet aussi de favoriser les rencontres entre planétésimaux et embryons planétaires, et ainsi d’accélérer la formation planétaire. Précisons à toutes fins utiles que cette migration n’a lieu que grâce au disque protoplanétaire et s’arrête quand celui-ci se dissipe. Il n’y a plus de migration planétaire dans le Système solaire actuel.

Architecture du Système solaire et Grand Bombardement Tardif : le modèle de Nice

  • 4 En réalité, les planètes n’orbitent pas parfaitement dans le même plan : l’orbite de Jupiter est i (...)

32Le fait que Jupiter et Saturne, poussées par le gaz, rentrent en résonance 2:3 et arrêtent de migrer, d’une part explique pourquoi nous n’avons pas de « Jupiter chaud » dans notre Système solaire, et d’autre part nous permet de comprendre quelle devait être la configuration des planètes géantes à la fin de la vie du disque protoplanétaire. En effet, si Jupiter et Saturne ne migrent pas, Uranus et Neptune doivent s’approcher des géantes gazeuses par migration de type I, jusqu’à ce qu’elles soient piégées à leur tour en résonance. On atteint donc forcément un système en résonance multiple, où chaque planète est en résonance avec sa voisine. Dans cette configuration, les planètes ont des orbites bien plus rapprochées les unes des autres et moins excentriques et inclinées4 que maintenant. Comment alors les orbites actuelles ont-elles été atteintes ?

33C’est la question au cœur du « modèle de Nice », une reconstruction à l’ordinateur de l’évolution dynamique des planètes après la disparition du disque protoplanétaire, développé par un groupe de chercheurs à l’Observatoire de la Côte d’Azur. On pourrait penser que, une fois le gaz disparu, les orbites planétaires sont figées pour l’éternité. Rien de plus faux ! Une ceinture massive de planétésimaux rescapés de la formation des planètes géantes, qui n’ont pas eu le temps de croître, est censée exister au-delà de l’orbite de Neptune (voir figure 3, panneau a). L’interaction gravitationnelle entre les planètes et ces planétésimaux conduit les orbites des planètes à s’écarter lentement. Ainsi, après un temps très long (allant de plusieurs centaines de millions d’années à un milliard d’années ou plus selon les simulations, 880 millions d’années dans la figure 3) les planètes quittent leur résonance multiple originelle. Dès lors, elles commencent à avoir des rencontres proches mutuelles, ce qui déstabilise le système des planètes géantes dans sa globalité. Uranus et Neptune, acquérant des orbites très allongées, pénètrent dans la ceinture ; ceci augmente son interaction avec les planètes, le processus s’emballe, les orbites sont chamboulées et la ceinture est détruite (fig. 3, panneau c). Avec une ceinture de planétésimaux de masse totale 35 masses terrestres étendue jusqu’à 35 UA, les planètes sont conduites vers leurs orbites actuelles en quelques dizaines de millions d’années, à partir du début de l’instabilité (panneau d).

34Ce scénario justifie donc la structure orbitale présente des planètes géantes, mais aussi reproduit en même temps d’autres phénomènes autrement inexpliqués. Ainsi, on estime que la dispersion rapide mais tardive des planétésimaux trans-Neptuniens serait à l’origine du mystérieux Grand Bombardement Tardif. Il s’agit d’un sursaut du taux de bombardement météoritique des planètes (d’intensité environ 10 000 fois supérieure à celle du bombardement actuel dû aux astéroïdes géocroiseurs) qui s’est déclenché soudainement, 650 millions d’années après la formation du Système solaire, et qui est responsable de la formation des bassins lunaires (les taches sombres que l’on voit à l’œil nu sur la Lune, cicatrices d’énormes cratères et tous âgés d’environ 3,9 milliards d’années).

Fig. 3 – Évolution du Système solaire externe après dissipation du disque protoplanétaire. Le Soleil se trouve au centre. L’orbite de Jupiter est indiquée en rouge, celles de Saturne en blanc, d’Uranus en violet et celle de Neptune en bleu. Les planétésimaux formant la ceinture externe sont indiqués en vert. Ces diagrammes montrent différents instants : (a) après 101 millions d’années (Ma) ; (b) 880 Ma, juste avant l’instabilité ; (c) 883 Ma, pendant l’instabilité ; (d) 1 200 Ma

35L’évolution du Système solaire décrite par le modèle de Nice reproduit ce bombardement et explique également beaucoup d’autres aspects de la structure du Système solaire actuel, notamment les propriétés orbitales des populations de petits corps qui ont survécu jusqu’à nos jours : les astéroïdes entre Mars et Jupiter, la ceinture de Kuiper au-delà de Neptune (qui est le reste de la ceinture originale responsable de l’instabilité globale), les Troyens (planétésimaux qui partagent la même orbite que Jupiter ou Neptune) et les satellites distants (dits « irréguliers ») des planètes géantes.

36Rencontres proches entre planètes géantes… Cela peut paraître de la science-fiction, mais c’est peut-être un phénomène répandu. Les planètes géantes détectées autour d’autres étoiles ont pour la plupart des excentricités orbitales bien plus élevées que celles des planètes de notre Système solaire. C’est d’autant plus surprenant que toute bonne théorie de la formation des planètes géantes prévoit que celles-ci naissent sur des orbites circulaires ! Seules les rencontres proches entre planètes semblent capables d’augmenter autant les excentricités. On s’attend donc à ce qu’en général, les systèmes planétaires deviennent, à un moment ou à un autre, instables – peut-être suite à la migration planétaire et à la disparition du gaz. Les rencontres proches entre planètes qui en découlent s’arrêteraient seulement quand une planète est éjectée du système, ou parquée sur une orbite à grande distance de son étoile (50 à 150 UA), comme celles vues directement fin 2008 autour des étoiles Fomalhaut, HD8799, et β-Pictoris, grâce aux récentes percées instrumentales. Dans ce contexte, notre Système solaire, grâce à un jeu favorable de paramètres, aurait eu de la chance, en ne connaissant qu’une instabilité relativement mineure, qui a conduit à des excentricités orbitales très modérées. Que nous nous trouvions dans un système atypique n’est pas surprenant : si Jupiter avait eu une orbite très excentrique, la Terre aurait été très appauvrie en eau, sur une orbite également plus excentrique avec des saisons extrêmes. Nous ne serions alors pas là, à nous interroger sur nos origines…

Conclusion

37Il convient de retenir que les planètes se forment dans un disque de gaz et de poussières, qui entoure une étoile après sa naissance, pendant 3 à 10 millions d’années. Des grains de poussière aux planètes, la croissance des solides connaît plusieurs phases : collage simple pour former des agrégats, puis croissance emballée sous l’effet de la gravité, puis croissance oligarchique, pour finir éventuellement par l’accrétion d’une enveloppe gazeuse qui s’effondre, ou par des impacts géants entre embryons planétaires.

38Toutefois, l’idée simple de la Nébuleuse Solaire de Masse Minimale, dans laquelle tous les solides s’agglomèrent localement pour former les planètes du Système solaire s’avère simpliste. Non seulement les planètes changent d’orbite dans le disque de gaz (par migration) et les poussières elles-mêmes dérivent dans le disque à cause du frottement avec le gaz, mais encore les planètes peuvent changer d’orbite après la dissipation du disque de gaz, en interagissant entre elles et avec des planétésimaux restant, comme ce fut probablement le cas dans le Système solaire jeune. En conséquence de la complexité des processus de formation planétaire, la variété des disques protoplanétaires engendre une grande variété de systèmes planétaires possibles, ce qui permet de rendre compte qualitativement des nombreuses exoplanètes détectées. La détection future de nombreuses nouvelles exoplanètes, et l’amélioration des observations des disques protoplanétaires permettront d’apporter des contraintes plus fines pour les modèles, et d’envisager une approche statistique de la théorie de formation planétaire : il ne s’agira plus d’expliquer individuellement tel ou tel système, mais de comprendre la fréquence et la répartition des planètes dans notre Galaxie.

Bibliographie

Références bibliographiques

• Dutrey, A. 2008, «Protoplanetary Disks as seen by Interferometry», The Power of Optical/IR Interferometry : Recent Scientific Results and 2nd Generation Instrumentation, Eso Astrophysics Symposia, p. 217-226.

• Montmerle, T. ; Augereau, J. -C. ; Chaussidon, M. ; Gounelle, M. ; Marty, B. ; Morbidelli, A. 2006, «From Suns to Life: A Chronological Approach to the History of Life on Earth 3. Solar System Formation and Early Evolution: the First 100 Million Years», Earth Moon and Planets 98, p. 39-95.

• Papaloizou, J. C. B. ; Nelson, R. P. ; Kley, W. ; Masset, F. S. ; Artymowicz, P. 2007, «Disk-Planet Interactions During Planet Formation» in B. Reipurth, D. Jewitt, and K. Keil (eds.), Protostars and Planets V, University of Arizona Press, p. 655-668.

• Gomes, R. ; Levison, H. F. ; Tsiganis, K. ; Morbidelli, A. 2005, «Origin of the cataclysmic Late Heavy Bombardment period of the terrestrial planets», Nature, 435, p. 466-469.

• Tsiganis, K. ; Gomes, R. ; Morbidelli, A. ; Levison, H. F. 2005, «Origin of the orbital architecture of the giant planets of the Solar System», Nature, 435, p. 459-461.

Notes

1 Le moment cinétique d’un corps est le produit du rayon de son orbite par sa vitesse et sa masse. C’est en quelque sorte une quantité de rotation.

2 Une unité astronomique est la distance de la Terre au Soleil, soit 150 millions de kilomètres.

3 L’excentricité d’une orbite en forme d’ellipse caractérise sa forme ; elle vaut 0 pour un cercle parfait, et tend vers 1 pour des ellipses extrêmement allongées. L’excentricité de la Terre est 0,0167 ; celle de Jupiter, Saturne, et Uranus est environ 0,05 ; celle de la comète de Halley est de 0,967.

4 En réalité, les planètes n’orbitent pas parfaitement dans le même plan : l’orbite de Jupiter est inclinée de 1,3° par rapport à l’écliptique, celle de Saturne de 2,5°, celle d’Uranus de 0,8°, et celle de Neptune de 1,7°.

Table des illustrations

Légende Fig. 1 – Observations (a) et schéma en coupe (b) de disques protoplanétaires. M. J. McCaughrean (MPIA), C. R. O’Dell (Rice University), NASA
URL http://books.openedition.org/editionscnrs/docannexe/image/11525/img-1.jpg
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Légende Fig. 2 – Simulations d’un disque protoplanétaire perturbé par une planète, vu de dessus. La couleur représente la densité du gaz : clair pour une sur-densité, sombre pour une sous-densité. L’étoile est au centre, en jaune ; la planète est à droite, au milieu du lobe blanc. En haut : petite planète créant une spirale. En bas : planète géante ouvrant un sillon. (Images : F. Masset)
URL http://books.openedition.org/editionscnrs/docannexe/image/11525/img-2.jpg
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Légende Fig. 3 – Évolution du Système solaire externe après dissipation du disque protoplanétaire. Le Soleil se trouve au centre. L’orbite de Jupiter est indiquée en rouge, celles de Saturne en blanc, d’Uranus en violet et celle de Neptune en bleu. Les planétésimaux formant la ceinture externe sont indiqués en vert. Ces diagrammes montrent différents instants : (a) après 101 millions d’années (Ma) ; (b) 880 Ma, juste avant l’instabilité ; (c) 883 Ma, pendant l’instabilité ; (d) 1 200 Ma
URL http://books.openedition.org/editionscnrs/docannexe/image/11525/img-3.jpg
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Auteurs

Maître de conférences à l’université de Nice Sophia-Antipolis et à l’Observatoire de la Côte d’Azur, après avoir effectué deux séjours post-doctoraux à Tübingen (Allemagne) puis Cambridge (Royaume-Uni). Ses travaux portent principalement sur la migration planétaire, sa théorie générale et ses applications aux exoplanètes et au Système solaire

Directeur de recherche au CNRS à l’Observatoire de la Côte d’Azur à Nice. Ses recherches concernent les aspects dynamiques de l’origine et de l’évolution du Système solaire. Il est co-éditeur du journal Icarus et il a reçu la médaille de bronze du CNRS, le Prix Urey de la Division de Sciences planétaires de l’American Astronomical Society et le Grand Prix Mergier-Bourdeix de l’Académie des Sciences

© CNRS Éditions, 2010

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