La formation des systèmes planétaires : recettes pour une planète géante

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Cœur de roches et de glaces et atmosphère épaisse:

Coagulation de poussières puis accumulations de planétésimaux, cette recette fonctionne bien pour une planète tellurique, mais comment faire une planète gazeuse ? Les chercheurs se divisent sur la question. L’école majoritaire penche pour le mécanisme d’accrétion sur un cœur solide, celui qui a clairement prévalu pour les géantes du système solaire, et une petite minorité milite pour une instabilité dans le disque de gaz.
Commençons par le mécanisme le plus couramment avancé. Il faut d’abord former un cœur de roches et de glaces d’une masse suffisante, quelques masses terrestres typiquement. Cela, on ne peut pas le faire n’importe où dans le disque protoplanétaire. En effet, une protoplanète grossit en accumulant tout ce qu’elle peut «balayer» dans un mince anneau du disque. La masse maximale de la protoplanète est celle de cet anneau. Tout près de l’étoile, disons à quelques centièmes d’U.A., il n’y a ni poussières, vaporisées par la température supérieure à 2 000 K, ni même probablement de gaz: impossible de former des planètes. Un peu plus loin de l’étoile, la densité de poussières est élevée, mais la surface de l’anneau balayé par la protoplanète est faible : on peut former des planètes terrestres. A quelques U.A. de l’étoile, la situation est plus favorable, car la surface balayée est plus grande, et passée la «ligne des glaces», les poussières se couvrent d’un manteau de glaces.
Quand le cœur dépasse une dizaine de masses terrestres, il devient capable d’accréter tout le gaz environnant et de le conserver même si se produisent des impacts avec des planétésimaux. La protoplanète, qui s’entoure d’une épaisse atmosphère d’hydrogène et d’hélium devient rapidement planète géante. A condition qu’il y ait encore un disque de gaz autour de l’étoile ! Ce qui implique que le processus se déroule en quelques millions d’années. C’est là que le bât blesse. En effet, il faut longtemps pour construire un cœur de dix masses solaires. Tout dépend de la densité initiale du disque.
Si elle est tout juste suffisante pour construire par exemple les neuf planètes du système solaire, ce sont des dizaines, voire des centaines de millions d’années qui sont nécessaires. Si elle est un peu plus élevée, comme le suggèrent les observations de disques, on peut former le cœur de Jupiter ou Saturne en un temps raisonnable. Ce scénario explique qu’Uranus et Neptune, dont les masses sont très proches de la masse critique, n’ont qu’une mince enveloppe gazeuse. Ce sont plutôt des géantes glacées et non des géantes gazeuses. Elles ont sans doute atteint la masse critique trop tard, à une époque où il n’y avait plus de gaz autour d’elles.
Mais que disent les dissidents ? Ils rappellent qu’on n’a pas une certitude absolue que Jupiter et Saturne contiennent un cœur rocheux. S’appuyant sur le problème des temps de formation de ces cœurs, qui peuvent être très longs si la densité du disque est insuffisante, ils proposent qu’un petit grumeau plus dense que la moyenne dans le disque gazeux s’effondre sur lui-même pour donner une géante gazeuse. Planètes terrestres et planètes géantes se formeraient donc selon des voies totalement différentes, la formation des planètes géantes ressemblant assez à celle des étoiles elles-mêmes. Petit problème : ce schéma prédit que la composition des planètes géantes est proche de celle du Soleil, alors quelles sont beaucoup plus riches en éléments lourds.