La formation des systèmes planétaires : des embryons de planètes
Les planètes se forment par coagulation de poussières puis accumulation de matière:
Treize ordres de grandeur en tailles séparent un grain de poussière interstellaire de moins d’un micromètre et une planète tellurique. Un long chemin qui doit pourtant être franchi en moins de dix millions d’années…
Les poussières deviennent « grains » dès la formation du disque protoplanétaire : elles sédimentent dans le plan médian du disque où elles forment une couche mince, bien plus mince que le disque de gaz qui est épaissi par sa propre pression. La densité est assez grande pour que les poussières, entraînées par le gaz, entrent fréquemment en collision et se collent entre elles par interaction électrostatique. C’est ainsi, par coagulation, que se forment ces grains de quelques centimètres dont nous savons qu’ils existent dans les disques observés autour des protoétoiles. D’après les simulations numériques, cette phase initiale prendrait quelques milliers d’années.
Le passage à des planétésimaux de quelques kilomètres est moins clair. Ces planétésimaux se forment-ils par instabilité gravitationnelle au sein du disque devenu très dense ? L’avantage du processus est qu’il est rapide. Mais son inconvénient est qu’il est très sensible à toute turbulence résiduelle au sein du disque gazeux. Or tant que les planétésimaux n’ont pas atteint une taille kilométrique, leur dynamique est déterminée par les mouvements du gaz. Les grains deviennent-ils planétésimaux par collision et coagulation, comme dans la phase précédente ? Les deux processus, instabilité gravitationnelle et coagulation, coexistent probablement. Quant à savoir les effets de la turbulence du gaz, il faudrait que les observations nous en disent plus sur ce qui se passe à l’intérieur des disques protoplanétaires…
Quoi qu’il en soit, nous voici arrivés au stade des planétésimaux: des milliards de corps de quelques kilomètres orbitent autour de la protoétoile dans un disque qui n’est pas encore dépouillé de son gaz. A ce stade, les interactions gravitationnelles entre planétésimaux entrent en scène. Un grand billard où ces corps vont s’attirer les uns les autres, s’écraser, s’entrechoquer… Dans ce jeu, certains planétésimaux vont gagner. Dès que l’un d’entre eux commence à être nettement plus gros que les autres, il va attirer tous les petits corps du voisinage et « nettoyer» ainsi un large anneau autour de l’étoile. Au terme de ce processus de croissance accélérée, en quelques dizaines de milliers d’années se sont formés un certain nombre de corps de masse respectable, en orbite quasiment circulaire.
Commence alors l’époque des impacts géants. Une des protoplanètes, sous l’effet des interactions gravitationnelles avec ses voisines, quitte-son orbite circulaire et entre en collision avec une autre protoplanète. Un processus généralement destructif pour le corps le plus petit… Après quelques centaines de millions d’années de ce grand nettoyage, il ne reste que quelques survivants en orbite à peu près stable : un système planétaire est né.
Les calculs analytiques et les simulations numériques qui décrivent la formation sont extrêmement difficiles. Les processus à modéliser sont complexes et pour certains, mal connus. Sans parler d’une extrême sensibilité aux conditions initiales : il suffit de déplacer d’un petit mètre un des cent corps de la taille de la Lune considérés dans une simulation numérique pour finir avec deux et non pas cinq planètes telluriques.
Vidéo : La formation des systèmes planétaires : des embryons de planètes
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