Systèmes planétaires

1. Systèmes planétaires • Formation des étoiles

3. Comment savoir si des étoiles se forment encore actuellement? • Diagramme de Hertzsprung-Russell • Couleur-Eclat Les étoiles de la séquence principale transforment H en He Plus les étoiles sont lumineuses, plus leur durée de vie est courte Elles constituent les étoiles bleues de la séquence principale

4. Galaxies spirales • Taches bleues ? •  Etoiles jeunes •  Systèmes planétaires en formation

5. Galaxies elliptiques • Couleur rougeâtre •  Etoiles vieilles •  Pas de systèmes planétaires en formation

6. Formation d’une proto-étoile • Nuage de matière interstellaire en équilibre • Perturbation de la densité  Effondrement  Cocon entourant une protoétoile en contraction

7. Retour à l’équilibre • * Echauffement * dû à la contraction • * Refroidissement * dû à l’émission IR de H2 Nouvel équilibre  A star is born

8. Nébuleuse d’Orion Visible Infra-rouge

9. Formation d’un disque planétaire • Rotation de la Galaxie  Rotation du nuage en contraction • Conservation du moment angulaire  • Le nuage tourne de plus en plus vite • La force centrifuge est max à l’équateur presque partout à l’équateur Formation d’un disque plat et en équilibre en quelques millions d’années

11. Ceci explique : • Les planètes sont à peu près dans un même plan • Pour le système solaire Plan de l’écliptique • Ecliptique ~ Equateur solaire • Sens de rotation du Soleil = Sens de révolution des planètes • Collisions et forces de marée  Orbites quasi-circulaires

12. Champ magnétique • Freinmagnétique • Transfert de moment angulaire de l’étoile vers la nébuleuse

13. Vent stellaire

14. Refroidissement de la nébuleuse Condensation T~1500K  éléments réfractaires : Ca, Ti, Al T<1500K  éléments volatils : H2O, NH3, CH4

15. 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.

16. Différenciation des planètes • Planètes terrestres : Mercure, Vénus, Terre, Mars • Eléments réfractaires  Planètes rocheuses • H2O sur Terre ? Comètes ! • Planètes joviennes : Jupiter, Saturne, Uranus, Neptune • Eléments réfractaires et volatils  Planètes gazeuses

17. Accrétion 1. Collisions de petites particules restant collées par interactions électrostatiques  1 cm • Collisions inélastiques  Planétésimes de 1 km 3. • Planètes terrestres Accrétion par collisions et par attraction gravifique : le plus gros planétésime d’une zone donnée accrète tous les autres pas de satellites • Planètes joviennes Accrétion par collisions et par attraction gravifique : masse 10 à 20 fois plus élevée grâce aux constituants volatils Accrétion gravifique du reste de la nébuleuse planètes très massives Formation de satellites rocheux dans le milieu dépourvu d’éléments volatils

20. Loi de Titius - Bode Des simulations numériques permettent de retrouver la loi de Titius – Bode : Di = 0.4 i = 1 Di = O.4 + 0.3  2(i-2) i  2

21. Densité moyenne des planètes • Eléments réfractaires • De plus en plus d’éléments volatils • C  CO au lieu de CH4

22. Structure interne des planètes Dès que le rayon dépasse quelques centaines de km, les pression élevées et le chauffage provenant des désintégrations radioactives rendent la matière fluide.  Ségrégation Les éléments les plus lourds tombent vers le centre, Les plus légers remontent en surface. Terre ….. Noyau : Fe Manteau : Silicates

23. Origine de la Lune Problèmes ??? Lune = 3.3 g/cm3 Terre = 5.2 g/cm3 Composition chimique ~ Manteau – H20 Orbite de la Lune  Ecliptique Orbite de la Lune # Plan équatorial de la Terre

24. Galileo

25. Explication possible Après la ségrégation chimique de la Terre, collision avec un planétésime massif  Ejection de morceaux de lithosphère qui se regroupent pour former la Lune • Densité faible • Regroupement proche de l’Ecliptique • Chaleur de l’impact => Disparition des éléments volatils

26. Mercure Mariner 10

27. Vénus Mariner 10 1974

28. La Terre Galileo 1990

29. Mars HST 1995

30. Astéroïdes Galileo

31. Jupiter Voyager 1

33. Les satellites galiléens Callisto Voyager 2 Ganymede Voyager 1

34. Les satellites galiléens Europa Voyager 1 Io Voyager 1

35. Saturne

36. Uranus Voyager

37. Neptune Voyager 2

38. Pluton HST

39. Observations : Hot Jupiters • Planètes géantes près de l’étoile • Impossible à former in situ car trop peu d’éléments volatils • Hypothèse de la migration des planètes géantes vers l’étoile

40. La migration provient principalement de l’existence de couples de torsion entre les zones internes et externes de la nébuleuse.

41. Existence de gaps dans la nébuleuse

43. Migration vers le centre • La planète trop peu massive pour produire un gap dans la nébuleuse  Migration vers le centre • La planète peut rencontrer une zone suffisamment dense, y ouvrir un gap et se stabiliser • La planète est assez massive pour produire un gap dans la nébuleuse  Migration selon le gap

44. Détection des Hot Jupiters Ces planètes ont été principalement détectées en étudiant la perturbation du mouvement de l’étoile-mère.  Détection de planètes massives  Détection de planètes proches de l’étoile-mère

45. Existe-t-il des « petites » planètes ailleurs? Méthode des « Transits » planétaires On mesure l’affaiblissement de la lumière en provenance de l’étoile-mère lorsque la petite planète passe devant le disque stellaire.

46. Visualisation d’un transit planétaire

47. Mission spatiale COROT