La formation des systèmes planétaires : des planètes migratrices
Où les Jupiters chauds reviennent sur le devant de la scène:
Un scénario où les planètes géantes se forment au-delà de quelques U.A. de l’étoile ne peut guère satisfaire totalement les observateurs. Car enfin, comment expliquer ces Jupiters chauds, voire ultra-chauds, ces Pégasides qu’ils trouvent par dizaines? Ces grosses planètes qui trônent à quelques centièmes d’U.A. de leur étoile, comme 51 Peg, la première exoplanète? En témoigne la faible densité de HD 209458b, il s’agit bien de planètes gazeuses et non telluriques – on serait d’ailleurs bien en peine de justifier la présence d’une planète entièrement rocheuse à cet endroit. Comment imaginer que la planète se soit formée là, dans une zone où même les poussières les plus réfractaires sont vaporisées ? Seule solution : que la planète se soit formée plus à l’extérieur du disque, et ait migré vers l’intérieur.
Fait non banal, ce phénomène de migration avait été prédit par les théoriciens dès 1979, bien avant l’observation de 51 Peg. Théoriciens qui avaient un peu de mal à expliquer pourquoi leur mécanisme n’avait pas fonctionné dans le système solaire ! En fait, la migration semble à peu près inéluctable pour toute planète qui se forme quand le disque protoplanétaire est encore présent: matière du disque aussi bien que planètes tombent inexorablement vers la protoétoile. Le moteur de cette migration est l’interaction entre le disque et la planète. Il existe toute une région autour de la planète où son action gravitationnelle l’emporte sur celle de l’étoile. Dans cette région, la force de gravité varie en fonction de la distance à la planète, ce qui donne lieu à des forces de marée semblables à celles que subit la Lune dans le champ de gravité de la Terre. L’effet de ces forces est de créer des concentrations de matière dans le disque, l’une entre l’étoile et la planète, l’autre à l’extérieur, que la rotation du disque étale sous forme de spirales. Le mouvement du gaz n’est plus circulaire, et les lignes de courant sont modifiées : la rotation du gaz est donc modifiée par la présence de la planète. Mais en retour, le mouvement de révolution de la planète autour de l’étoile est également modifié.
Le bilan de ces subtiles interactions entre planète et disque est étonnant: de chaque côté, la planète repousse le gaz du disque, allant parfois même jusqu’à créer un sillon vide de matière. En même temps, l’ensemble planète et disque tombent vers l’étoile. On distingue la migration de type I, où la planète n’ouvre pas un sillon, mais n’en tombe pas moins vers l’étoile; cette migration est très rapide (10000 ans) et concerne surtout les planètes moins massives que Jupiter; et la migration de type II, où une planète plus massive ouvre un sillon dans le disque et tombe à la même vitesse que ce sillon. Dans ce cas, la planète pourrait mettre quelques centaines de milliers d’années à atteindre l’étoile.
Bien d’autres raisons peuvent faire migrer une planète: l’interaction avec une autre planète géante, avec un éventuel compagnon lointain de l’étoile centrale, la force de traînée subie quand la planète se déplace dans un disque de planétésimaux… En un sens, il n’y a donc rien d’étonnant à trouver autant de Jupiters chauds.
Vidéo : La formation des systèmes planétaires : des planètes migratrices
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