Blanc SIMI 5 - Blanc - SIMI 5 - Physique subatomique et théories associées, astrophysique, astronomie et planétologie

Modélisation du processus de croissance des planètes Joviennes/ – MOJO

Modélisation du processus de croissance des planètes Joviennes.

La formation des planètes géantes est un des problèmes majeur de la planétologie. Elle limite notre compréhension de l’origine des architectures des systèmes planétaires et les conditions de formation de planètes telluriques habitables. Dans ce projet on testera des nouvelles idées sur la croissance des noyaux des planètes géantes par « accrétion de galets », l’interrelation entre croissance et migration, la capture des enveloppes gazeuses des planètes géantes.

Comprendre les architectures des systèmes planétaires

Le Système Solaire n’est pas un système planétaire typique. La plupart des systèmes planétaires abritent une ou plusieurs super-Terres sur des orbites à courte période. Dans le Système Solaire nous n’avons pas de telles planètes. En plus, dans la plupart des systèmes avec planètes géantes connues, ces dernières se trouvent sur des orbites excentriques et à courte période, alors que dans le Système Solaire les planètes géantes sont sur des orbites lointaines et presque circulaires. En cherchant à comprendre la formation des planètes dans le disque protoplanétaire de gaz et leur migration pendant l’accrétion, nous nous attaquons directement à la problématique de l’origine des architectures des systèmes planétaires, de leur diversité et de la place de notre Système Solaire dans un contexte général.

Notre recherche est théorique et par le biais de simulations numériques. Nous utilisons des codes hydrodynamiques pour étudier l’évolution des disques protoplanétaire, la migration planétaire, l’accrétion du gaz sur les planètes. Nous utilisons des codes à N-corps pour étudier les phases évolutives après la disparition du gaz.

Une vision cohérente de l’origine des systèmes planétaire commence à émerger de nos travaux. Nous trouvons que le processus « accrétion de galets » conduit génériquement à la formation d’un système d’embryons planétaires de faible masse dans la partie interne et chaude du disque (en deca de la ligne des glaces) et de gros noyaux planétaires au-delà [1]. Ensuite, la migration des noyaux commence et peut conduire à une multitude d’états finaux. Au début, la migration des noyaux vers l’étoile est empêchée par l’existence d’une zone de migration vers l’extérieur en proximité de la ligne des glaces [2,3,4]. Mais, avec le temps, cette région se déplace vers l’étoile elle-même et finalement elle disparait. Les noyaux peuvent donc atteindre des orbites à courte période et être identifiés comme des super-Terres de faible densité. Cette évolution générique peut changer drastiquement si le noyau le plus interne accrète suffisamment de gaz pour devenir une planète géante [5]. Une planète géante migre vers l’étoile plus lentement qu’un noyau, mais elle constitue une barrière dynamique difficilement pénétrable pour les noyaux. Si la planète géante ne pénètre pas dans le disque interne (elle est bloquée par la région de photo-évaporation ou elle migre vers l’extérieur), les autres super-Terres ne peuvent donc pas atteindre des orbites à courte période [6]. Dans le cas du Système Solaire, la formation de Saturne aurait engendré la migration vers l’extérieur des deux planètes géantes principales (Masset and Snellgrove, 2001 et [7]). Ceci aurait favori la formation de Uranus et Neptune par une série de collisions entre proto-noyaux capturés en résonance, en expliquant ainsi les axes de rotation de ces deux planètes, fortement inclinés [8]. Par conséquent, dans le contexte d ‘un modèle cohérent d’accrétion et migration des planètes, nous commençons à comprendre la diversité des systèmes planétaires et les évènements qui ont conduit aux particularités du notre système.

Dans le temps qui nous reste pour ce projet, nous essayeront de mettre notre vision sur la formation des systèmes planétaires (décrite ci-dessus) sous la forme d’un modèle quantitatif. Pour cet objectif, nous concentreront nos investigations sur : (1) l’accrétion du gaz par les super-Terres et les noyaux des planètes géantes. (2) la migration d’une planète géante en accrétion dans un disque protoplanétaire stratifié et (3) les effets du flux de masse des « galets » vers le disque interne, conduisant soit à l’accrétion de super-Terres, soit à celle d’un système des planètes telluriques traditionnelles.

[1] Morbidelli, A., Lambrechts, M., Jacobson, S., Bitsch, B. 2015. The great dichotomy of the Solar System: small terrestrial embryos and massive giant planet cores, Icarus, 258, 418-429. [2] Cossou, C., Raymond, S.N., Hersant, F., Pierens, A. 2014. Hot super-Earths and giant planet cores from different migration histories. Astronomy and Astrophysics 569, A56. [3] Bitsch, B., Morbidelli, A., Lega, E., Crida, A. 2014a. Stellar irradiated discs and implications on migration of embedded planets. II. Accreting-discs. Astronomy and Astrophysics 564, AA135. [4] Bitsch, B., Johansen, A., Lambrechts, M., Morbidelli, A. 2015. The structure of protoplanetary discs around evolving young stars. Astronomy and Astrophysics 575, AA28. [5] Lambrechts, M., Johansen, A., Morbidelli, A. 2014. Separating gas-giant and ice-giant planets by halting pebble accretion. Astronomy and Astrophysics 572, AA35. [6] Izidoro, A., Raymond, S.N., Morbidelli, A., Hersant, F., Pierens, A. 2015a. Gas Giant Planets as Dynamical Barriers to Inward-Migrating Super-Earths. The Astrophysical Journal 800, LL22. [7] Pierens, A., Raymond, S.N., Nesvorny, D., Morbidelli, A. 2014. Outward Migration of Jupiter and Saturn in 3:2 or 2:1 Resonance in Radiative Disks: Implications for the Grand Tack and Nice models. The Astrophysical Journal 795, LL11. [8] A. Izidoro, A. Morbidelli, S.N. Raymond, F. Hersant, and A. Pierens. 2015b. Accretion of Uranus and Neptune from inward-migrating planetary embryos blocked by Jupiter and Saturn, A&A 582, A99.

La formation des planètes géantes est une des grandes questions ouvertes de la planétologie. Or les géantes gazeuses dominent gravitationnellement leurs systèmes planétaires, ce qui limite notre compréhension de l'origine de l'architecture des systèmes planétaires, et des conditions requises pour la formation de planètes habitables.

Le modèle standard de l'accrétion des planètes géantes (Pollack et al 1996) consiste en deux phases : d'abord la formation d'un cœur solide de roches et glaces de plusieurs masses terrestres, puis la formation d'une massive atmosphère autour de ce cœur par capture du gaz du disque circum-stellaire. Toutefois, chacune de ces deux phases présente des problèmes significatifs. Premièrement, l'accrétion de planétésimaux par les cœurs semble limitée bien avant qu'ils atteignent plusieurs masses terrestres. Deuxièmement, les simulations montrent que la capture de gaz par un cœur massif entre dans une phase emballée rapide qui ne s’arrête pas avant que plusieurs masses joviennes soient accrétées (à moins d'invoquer la disparition simultanée mais improbable du gaz circum-stellaire), ce qui est en contradiction avec les masses de Jupiter et Saturne, mais aussi de la population des exoplanètes géantes, parmi lesquelles les planètes de masse jovienne et subjovienne abondent.

Avec MOJO, nous proposons d'étudier ces phases en détail, combinant simulations hydrodynamiques complètes et simulations N-corps d'embryons planétaires dans un disque circum-stellaire. Nous testerons deux mécanismes prometteurs pour l'accrétion de cœur: (i) formation rapides d'embryons via l'accrétion d’agrégats par les plus gros planétésimaux; (ii) accrétion mutuelle d'embryons par migration convergente. Ce dernier mécanisme requiert un modèle réaliste non-isotherme de disque protoplanétaire, dans lequel les embryons migrent par interactions avec le gaz jusqu'à un rayon d'équilibre. Ce rayon d'équilibre pourrait être un endroit favorable pour la fusion d'embryons, résultant en la formation de quelques cœurs massifs. Une fois les cœurs assez massifs, l'accrétion du gaz sera étudiée par un code à grille emboîtée qui peut résoudre le flot d'accrétion et le disque circum-planétaire. Des résultats récents montrent que le disque circum-planétaire pourrait être moins ionisé et visqueux que le disque circum-stellaire, et donc représenter un goulot d'étranglement pour l'accrétion du gaz, empêchant la phase emballée trop rapide. Ce processus pourrait augmenter le temps typique de l'accrétion du gaz, le rendant comparable à celui de la vie du disque circum-stellaire. La variété des masses des planètes géantes serait alors le résultat naturel de cette similarité des temps d'échelle.

Selon notre expérience, le système solaire, avec ses nombreuses et précises contraintes observationnelles est un test clé pour les modèles. La nécessité pour les modèles orientés exoplanètes d'être compatibles aussi avec le système solaire a permis d'identifier des mécanismes physiques essentiels. MOJO se concentrera donc d'abord sur la formation des planètes géantes dans notre système solaire. L'étude sera ensuite appliquée aux exoplanètes, pour lesquelles les contraintes sur la population de planètes géantes et telluriques sont de plus en plus précises grâce aux nombreux programmes d'observation, au sol et dans l'espace. Nous allons aussi étudier les conséquences de la migration des embryons planétaires sur la formation et la survie de planètes telluriques habitables. Enfin, des images de disques protoplanétaires à très haute résolution (moins de 10 AU) vont être possibles grâce à ALMA et SPHERE ; nos modèles d'interaction planète-disque seront très utiles pour interpréter ces observations.

Avec MOJO, nous avons constitué une équipe ayant l'expertise nécessaire et suffisante pour développer un modèle qui explique à la fois les planètes géantes de notre système solaire, et la diversité des systèmes planétaires.

Coordinateur du projet

Monsieur Alessandro MORBIDELLI (Laboratoire J.L. Lagrange OCA/CNRS/UNS)

L'auteur de ce résumé est le coordinateur du projet, qui est responsable du contenu de ce résumé. L'ANR décline par conséquent toute responsabilité quant à son contenu.

Partenaire

Lagrange (OCA/CNRS/UNS) Laboratoire J.L. Lagrange OCA/CNRS/UNS
LAB OASU CNRS_UB1 Laboratoire Astrophysique de Bordeaux

Aide de l'ANR 367 374 euros
Début et durée du projet scientifique : septembre 2013 - 48 Mois

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