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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42 L’astrophysique et l’exploration de l’Univers Figure 1. À gauche, image en fausses couleurs (variant du bleu au jaune en fonction de l'intensité) de l'émission infrarouge à la longueur d'onde de 8,6 μm de la matière entourant l'étoile HD97048. Cette émission est beaucoup plus étendue que celle d’une étoile sans disque, représentée dans l’encadré en bas à gauche. À droite, le centre de contour de l'émission infrarouge (en forme d'ellipse) est nettement décalé par rapport à la position de l'étoile (marquée par une flèche), indiquant que cette structure est un disque incliné. Figure 2. Résultat d’une simulation de l’interaction d’une proto-planète géante (d’une masse de Jupiter) et d’un disque proto-planétaire. Un sillon (l’anneau sombre, au travers duquel on voit les étoiles d’arrière-plan) a été évidé dans le disque par la planète. Celle-ci excite également dans le disque un sillage spiral, par effet de marée. C’est la force exercée par ce sillage qui fait migrer la planète. CLEFS CEA - N°58 - AUTOMNE 2009 0,28 » 50ua E intensité (10 -1) 59,1 N 38,2 22,8 12,1 5,46 1,87 0,222 0,449 extrêmement mobiles, c’est-à-dire que leur rayon orbital pouvait varier de manière considérable, par suite des effets de marée avec le disque. Ils savaient également que ces effets de marée avaient tendance à amener les planètes en formation au voisinage de leur étoile centrale, leur faisant ainsi décrire une trajectoire spirale. Toutefois, ces travaux étaient restés assez confidentiels, aussi ce fut une surprise extraordinaire de constater que 51 Peg b, la pre mière planète extrasolaire découverte, décrivait en 4,23 jours une orbite de seulement 0,052ua de rayon autour de son étoile centrale ! À titre de comparaison, Mercure, la planète la plus proche du Soleil, décrit son orbite en 88 jours, à 0,39ua de ce dernier. Depuis lors, les travaux des théoriciens sur les interactions de marée entre disques proto-planétaires et planètes en formation se sont retrouvés à l’avant-scène des scénarios de formation planétaire. Il n’existe en effet aucun mécanisme viable de formation in situ de planètes géantes aussi près de leur étoile. La communauté des astrophysiciens s'accorde donc à penser que ces objets se créent beaucoup plus loin de l'astre central, dans les régions du disque suffisamment froides pour permettre la condensation des glaces d’eau, puis sont amenés au voisinage de leur étoile par effet de marée. Ce processus s’appelle la migration planétaire. C’est un mécanisme essentiel pour la formation des systèmes planétaires : sa compréhension en profondeur est donc cruciale. Des itinéraires variés Depuis 1995, les théories de migration planétaire ont énormément progressé. Initialement cantonnées aux études analytiques, elles ont beaucoup bénéficié de l’avènement de calculateurs suffisamment puissants pour prédire finement la réponse du disque au cours des nombreuses orbites que décrit une proto-planète. À l’heure actuelle, il existe différents modes de migration d’une planète dans un disque. La migration de type I correspond à la CEA/SAp CEA
dérive rapide, vers le centre, des planètes de petite masse – typiquement la masse terrestre. Les planètes géantes, en revanche, évident leur orbite où elles creusent un sillon par effet de marée (figure 2). Il en résulte une migration de type II, beaucoup plus lente. Les disques proto-planétaires turbulents engen - drent des migrations fort différentes : les fluctuations de densité résultant de la turbulence tendent à induire une marche au hasard du demi-grand axe (1) des planètes de petite masse. C’est la migration « stochastique » ou « diffusive ». Son étude est particulièrement importante car les astrophysiciens s’attendent à ce que les disques proto-planétaires soient turbulents sur une grande part de leur rayon. Il existe également des modes de migration plus exotiques, comme la migration « emballée » (ou de type III) des planètes « sous-géantes », ou la migration « de concert », vers l’extérieur, de planètes géantes en résonance (2). Le Service d’astrophysique du CEA/Irfu, très impliqué dans l’étude de la migration planétaire, a effectué plusieurs découvertes de premier plan. Reste toutefois une question essentielle : qu'est-ce qui arrête la migration planétaire ? À quoi on peut en ajouter une autre : pourquoi les planètes de notre système solaire semblent-elles n’avoir pas migré ? Des débris bien utiles Le disque autour des étoiles jeunes a tendance à disparaître sur une échelle de temps d’environ dix millions d’années. En effet, une partie de la matière se retrouve dans les planètes, une autre est « soufflée » au loin par la pression de la lumière émise par l’étoile, une troisième tombe en spirale jusqu'à l'astre central. Si bien que les étoiles d’âge mûr devraient être dépourvues de disque, et seule la lumière émise par l’étoile devrait être observée. Et pourtant, lorsqu’en 1984 le premier satellite infrarouge américain IRAS (InfraRed Astronomical Satellite) a observé des étoiles comme Vega ou β-Pictoris à des fins de calibration, il a détecté un excès de lumière infrarouge. Comment expliquer un tel phénomène ? Y aurait-il encore des poussières autour de ces étoiles ? Eh bien oui, comme l’ont très vite confirmé des observations dans le visible de l’étoile β-Pictoris, qui ont révélé la présence d’un disque résolu autour de l’étoile (3). Comment réconcilier cette observation avec les théories qui prédisaient l’absence de poussière ? Les quantités de poussière en jeu sont très faibles, bien plus faibles que celles contenues dans les disques proto-planétaires. Ce ne sont d'ailleurs pas des poussières primaires : elles ont été « stockées » dans des corps célestes comme des comètes ou des (1) Demi-grand axe : segment (imaginaire) qui joint le centre d'une ellipse au bord en passant par un des foyers. (2) Une résonance a lieu lorsque deux objets orbitant autour d'un troisième ont des périodes de révolution dont le rapport forme une fraction entière simple (par exemple 2/3 pour Neptune et Pluton autour du Soleil). (3) Cette lumière visible provient de l'étoile et est simplement diffusée par les poussières, contrairement à la lumière infrarouge qui est émise par ces poussières elles-mêmes. (4) Lumière zodiacale : faible lueur visible dans le ciel nocturne, s'étendant le long du plan de l'écliptique à partir des environs du Soleil, peu après le coucher ou avant le lever de celui-ci. N E 1 » 12,8 m Figure 3. Image du disque de débris autour de l’étoile β-Pictoris, observé avec l’instrument VISIR du VLT. On peut notamment remarquer la dissymétrie du disque. astéroïdes, puis régénérées lors de l’évaporation de ces comètes passant auprès de leur étoile, ou lors de collisions entre astéroïdes. De tels phénomènes existent d'ailleurs dans le système solaire, et les poussières ainsi créées engendrent la lumière « zodiacale » (4). Ces disques de « débris » intéressent les astronomes car une planète peut y « sculpter » des sillons, net - tement plus faciles à observer que la planète elle-même. En 1994, le Service d'astrophysique a obtenu les premières images des régions centrales du disque autour de l’étoile β-Pictoris. Celles-ci ont révélé une morphologie laissant supposer la présence d’une planète dans le système (figure 3). Récemment, une équipe du Laboratoire d'astrophysique de l'Observatoire des sciences de l’Univers de Grenoble a montré qu’il y a au moins une planète dans ce disque. S'ils ne sont pas le cocon où se forment les exoplanètes, les disques de « débris » constituent donc au moins une aide précieuse pour les repérer. L'étude des disques, structures relativement ténues, repose sur le pouvoir de résolution du télescope, c'est-à-dire la finesse des détails qui peuvent être observés. Or, cette résolution dépend directement du diamètre du miroir. En effet, étant donné le phénomène de diffraction de la lumière, l’image d’un objet ponctuel à travers un télescope n’est pas un point, mais une tache : la tache de diffraction. Plus grand est le diamètre du télescope, plus petite sera cette tache. L'image d’une étoile à travers l’E-ELT (European-Extremely Large Telescope ; voir ELT/METIS, un géant de 42 mètres, p.110), télescope européen de 42 mètres de diamètre qui entrera en service en 2018, aura ainsi une surface 25 fois moindre que celle des images produites par le VLT. Ce sera donc un instrument extraordinaire pour l’étude des disques ! > Pierre-Olivier Lagage, Frédéric Masset et Éric Pantin Service d'astrophysique (SAp) Institut de recherche sur les lois fondamentales de l’Univers (Irfu) Direction des sciences de la matière (DSM) Unité mixte de recherche astrophysique interactions multi-échelles (CEA-Université Paris 7-CNRS) CEA Centre de Saclay (Orme des Merisiers) CLEFS CEA - N°58 - AUTOMNE 2009 43 CEA-ESO



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