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 |