Clefs n°58 Automne 2009
Clefs n°58 Automne 2009
  • Prix facial : gratuit

  • Parution : n°58 de Automne 2009

  • Périodicité : annuel

  • Editeur : CEA

  • Format : (210 x 297) mm

  • Nombre de pages : 168

  • Taille du fichier PDF : 7,3 Mo

  • Dans ce numéro : dans les secrets de l'Univers.

  • Prix de vente (PDF) : gratuit

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36 L’astrophysique et l’exploration de l’Univers CLEFS CEA - N°58 - AUTOMNE 2009 Dès que le Soleil a cessé sa contraction, un refroidissement brutal s’est produit en un temps relativement court à l’échelle astronomique. En effet, une étoile tirant son énergie des réactions thermo - nucléaires se déroulant en son sein est bien moins lumineuse qu’une proto-étoile en plein effondrement. Une partie importante du nuage de gaz s’est alors solidifiée en grains d’une taille de l’ordre de quelques microns à quelques millimètres. En quelques dizaines de millions d’années, la nébuleuse gazeuse s’est donc transformée en un disque de grains dont la composition chimique dépend de la distance au Soleil. Au fur et à mesure du refroidissement, divers minéraux et glaces se sont condensés. Les composés réfractaires du calcium, de l'aluminium, du magnésium et du titane se solidifient en dessous de 2 000 K. Les silicates de magnésium, le feldspath de sodium et de potassium, les oxydes de fer le font vers 1000 K. Vers 300 degrés au-dessus du zéro absolu, la vapeur d’eau se transforme en glace et vers quelques dizaines de degrés, des grains solides de méthane apparaissent. C’est pourquoi seuls les éléments réfractaires et d’autres minéraux se sont solidifiés près du Soleil. À la périphérie du système, au contraire, les glaces d’eau, de dioxyde de carbone, de méthane et d’ammoniac ont dominé la composition des grains. Les variations de densité et de composition au sein du système actuel proviennent donc des conditions de température régnant dans le disque proto-planétaire. Des « grains » aux planètes La création de corps tels que les planètes ou les satellites à partir d’aussi petits grains de matière est toutefois restée longtemps mystérieuse. La croissance directe de petits grains en grosses planètes par Détail d'un modèle des anneaux de Saturne, montrant qu'ils ont la forme d'un disque très fin de cailloux et de poussières glacés similaires aux planétésimaux, ancêtres des planètes. Mise en orbite autour de Saturne en 2004, la sonde Cassini envoie quotidiennement des données uniques permettant aux chercheurs de développer des modèles de pointe pour simuler divers mécanismes importants. NASA/JPL/University of Colorado agglomérations successives demanderait des durées supérieures à l'âge de l'Univers. La solution de l’énigme n’est apparue que dans les années 1970, lorsque des simulations ont montré que, dans un disque de grains relativement calme, des instabilités gravitationnelles locales sont inévitablement créées. Des corps de quelques centaines de mètres se forment alors par effondrement. Si au contraire la nébuleuse primitive est animée de violentes turbulences, des condensations naissent au centre des tourbillons. Elles ont elles aussi une taille de quelques centaines de mètres. Bref, dans tous les cas apparaissent ces corps de quelques hectomètres, appelés planétésimaux. Le disque de grains a donc cédé la place à un disque de planétésimaux. Par le simple jeu de leurs collisions, ces plané té - simaux s’agglomèrent en des corps d’une taille de l’ordre de cinq cents à mille kilomètres, qui peuvent être considérés comme des embryons de planètes. Là encore, les collisions jouent un rôle essentiel dans le résultat final. Lorsque les vitesses relatives des deux protagonistes sont faibles, ils fusionnent. Si au contraire ils se rencontrent à grande vitesse, ils se fragmentent. Pour que le matériau s’accumule progressivement et donne naissance aux planètes, il faut donc des collisions relativement « douces ». Cela ne peut se produire que si les orbites des planété - simaux sont presque semblables, voire, dans l’idéal, qu’elles forment des ellipses concentriques. Si tel est bien le cas, cependant, un corps ne peut rassembler que le matériau se trouvant dans son voisinage immédiat. Le processus d’accrétion s’arrête assez vite. Pour qu’un objet accumule plus de matière, il doit « balayer » une plus grande partie du système, donc parcourir une orbite excentrique. Mais cela mène à une contradiction. En effet, les collisions entre ce corps et les autres planétésimaux se produisent alors à des vitesses relatives très élevées… et aboutissent à la cassure des protagonistes. En d'autres termes, à partir d'un disque de planétésimaux, il est relativement concevable d'obtenir un système formé d'une centaine de petites planètes, mais beaucoup plus improbable d’obtenir quelques grosses planètes, comme les huit qui peuplent notre système. Planètes telluriques et géantes gazeuses La formation de planètes de plusieurs milliers de kilomètres de rayon à partir d’embryons grands comme la France n’a pu être étudiée et comprise qu’à l’aide de simulations numériques. Un embryon planétaire, de par sa masse, perturbe le mouvement du matériau diffus situé à son voisinage et attire finalement de grandes quantités de matière. Plus l’accrétion est importante, plus la zone d’influence de l’embryon s’étend. Il semble que, dans notre système comme ailleurs, quelques embryons initialement un peu plus gros que les autres aient ainsi « pris le pouvoir » en ramassant tout le matériau situé aux alentours. Peu à peu, toute la matière disponible s’est rapprochée de ces « dominants ». Dans le même temps, plus les corps en orbite autour du Soleil se raréfiaient, plus les probabilités de collision, donc de fragmentation, diminuaient. Tout concourait donc à la survie de ces quelques objets. Les dernières collisions ont déterminé les directions des axes de rotation
DR La météorite d’Allende. Grâce aux indices accumulés au sein des météorites et à des simulations numériques sophistiquées, les scientifiques ont compris que le passage d’un disque continu de matière à un disque de planètes a duré quelques dizaines de millions d’années, ce qui est un temps très court à l’échelle astronomique. des planètes et leur période initiale de rotation. Ce mécanisme est maintenant à peu près universellement admis pour expliquer la formation des planètes telluriques telles que Mercure, Vénus, Mars et la Terre. La naissance des planètes géantes comme Jupiter, Saturne, Uranus et Neptune a été plus longue à comprendre. Dans les années 1970, les astronomes pensaient que de tels objets se formaient, comme les étoiles, par effondrement local du nuage gazeux. Ce scénario est maintenant rejeté car il faudrait pour cela que le disque de la nébuleuse primitive soit instable et au moins dix fois plus massif que le Soleil, ce qui est peu réaliste. De plus, les géantes gazeuses de notre système ont des compositions nettement différentes de celles du Soleil et de la nébuleuse primitive. Il est apparu plus récemment qu’il fallait également exclure un scénario de type accumulation de planétésimaux, propre aux planètes telluriques. La formation de géantes par cette voie demanderait en effet trop de temps. Il semble finalement que quelques noyaux solides formés par accumulation de planétésimaux aient rassemblé le gaz présent loin du proto-Soleil et que chacun ait donné naissance à une planète géante. Un tel scénario se déroule en plusieurs étapes. Tout d’abord, des planétésimaux s’assemblent en un noyau solide, dense, entouré d’une atmosphère gazeuse de faible masse. Lorsque ce noyau a capturé pratiquement tous les corps solides situés dans sa zone d’influence gravitationnelle, la proto-planète continue de croître en capturant tout le gaz du voisinage. Par un effet « boule de neige », cette capture s’accélère et la planète grossit très rapidement. Ces captures échauffent alors l’ensemble et la température de la nébuleuse qui entoure la proto-planète diminue avec la distance au centre. Cela explique les densités décroissantes avec la distance des satellites (solidifiés ultérieurement) autour des planètes géantes actuelles. Au bout du compte, ayant amassé tout le gaz disponible dans son environnement, la nouvelle planète se trouve isolée dans l’espace, elle finit de se contracter puis se refroidit lentement pour atteindre son état actuel. Dans ce type de scénario, la formation des planètes géantes a été beaucoup plus rapide que celle des planètes telluriques. Les modèles développés par différentes équipes indiquent que le noyau solide, résultat de l’accumulation de particules plus petites, a été formé en moins d’un million d’années après l’effondrement solaire et que l’accrétion d’une enveloppe gazeuse massive d’hydrogène et d’hélium a duré moins de dix millions d’années. Jupiter semble avoir été la première planète formée dans le système solaire, et son apparition a façonné la suite de l’histoire. Sa croissance s’est déroulée à un rythme saisissant. Quand le proto-Jupiter a atteint une taille comparable à celle de la Terre, il a capté en moins de mille ans la moitié de sa masse finale (qui vaut environ 300 fois celle de la Terre) ! La chaleur dissipée était alors tellement intense qu’il était presque aussi brillant qu'une étoile. La planète est rapidement devenue Saturne et ses anneaux vus à contre-jour. La planète a été photographiée par la sonde Cassini alors qu'elle masquait le Soleil. La Terre est visible en haut à gauche. Vous êtes sur la photo ! CLEFS CEA - N°58 - AUTOMNE 2009 37 NASA/JPL/Space Science Institute



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