Processus par lequel de petits corps rocheux ou glacés entrent en collision et forment de plus grandes protoplanètes
1. Introduction : des grains de poussière aux planétésimaux
Une nouvelle étoile se forme dans un nuage moléculaire, le disque protoplanétaire qui l'entoure – composé de gaz et de poussières – devient la matière première principale pour la formation des planètes. Cependant, le chemin des grains de poussière de taille micronique jusqu'aux planètes de la taille de la Terre ou même de Jupiter est loin d'être simple. L'accrétion des planétésimaux relie l'évolution précoce des poussières (croissance, fragmentation et adhésion des grains) à la formation finale de corps de l'ordre du kilomètre ou de centaines de kilomètres, appelés planétésimaux. Dès l'apparition des planétésimaux, les interactions gravitationnelles et les collisions leur permettent de croître en protoplanètes, qui déterminent finalement la disposition des systèmes planétaires en formation.
- Pourquoi c'est important : Les planétésimaux sont les « blocs de construction » de tous les noyaux des planètes rocheuses et de nombreuses planètes gazeuses. Ils subsistent aussi dans les corps actuels tels que les astéroïdes, les comètes et les objets de la ceinture de Kuiper.
- Défis : Les schémas simples de collision et d'adhérence s'arrêtent dans la gamme centimétrique–métrique en raison des collisions destructrices ou de la dérive radiale rapide. Les solutions proposées – l'instabilité de streaming ou l'accrétion de « cailloux » (pebble) – permettent de contourner cette « barrière de la taille métrique ».
En bref, l'accrétion des planétésimaux est une phase essentielle qui transforme un disque de petits grains submillimétriques en les germes des futures planètes. Comprendre ce processus, c'est répondre à la question de savoir comment des mondes comme la Terre (et probablement de nombreuses exoplanètes) sont nés de la poussière cosmique.
2. La première barrière : croissance des poussières aux objets métriques
2.1 Coagulation et adhérence de la poussière
Les grains de poussière dans le disque commencent à l'échelle micrométrique. Ils peuvent s'assembler en structures plus grandes :
- Mouvement brownien : Les collisions faibles entre grains se produisent lentement, ce qui leur permet d'adhérer par forces de van der Waals ou électrostatiques.
- Mouvements turbulents : Dans un environnement de disque turbulent, les grains un peu plus gros se rencontrent plus fréquemment, permettant la formation d'amas de taille mm à cm.
- Grains de glace : Au-delà de la ligne de gel, les enveloppes de glace peuvent favoriser une adhérence plus efficace, accélérant la croissance des grains.
De telles collisions peuvent créer des amas « poreux », atteignant des tailles millimétriques ou centimétriques. Cependant, à mesure que les grains grandissent, la vitesse des collisions augmente aussi. Au-delà de certaines limites de vitesse ou de taille, les collisions peuvent détruire les amas au lieu de les faire croître, créant ainsi un impasse partielle (appelée « barrière de fragmentation »). [1], [2].
2.2 Barrière de la taille métrique et dérive radiale
Même si les grains parviennent à croître jusqu'à une taille de cm à m, ils font face à un autre grand défi :
- Dérive radiale : En raison de la pression, le gaz du disque tourne un peu plus lentement que la vitesse de Kepler, ce qui fait que les corps solides perdent leur moment angulaire et spiralent vers l'étoile. Les particules métriques peuvent être perdues dans l'étoile en ~100–1000 ans, sans jamais former de planétésimaux.
- Fragmentation : Les amas plus gros peuvent se désintégrer en raison de vitesses de collision plus élevées.
- Rebond : Dans certaines situations, les particules rebondissent simplement, sans entraîner de croissance efficace.
Ainsi, la simple croissance progressive des grains jusqu'à des planétésimaux kilométriques est difficile si les collisions destructrices et la dérive dominent. La résolution de ce dilemme est l'une des questions fondamentales de la théorie moderne de la formation des planètes.
3. Comment surmonter les obstacles à la croissance : solutions proposées
3.1 Instabilité de streaming
Un des mécanismes possibles est l'instabilité de streaming (en anglais streaming instability, SI). Dans le cas de la SI :
- Interaction collective particules-gaz : Les particules se détachent quelque peu du gaz, formant des surcharges locales.
- Rétroaction positive : Les particules concentrées accélèrent localement le flux de gaz, réduisant le vent de face qu'elles subissent, ce qui augmente encore la concentration des particules.
- Effondrement gravitationnel : Finalement, les amas denses peuvent s'effondrer sous leur propre gravité, évitant ainsi les collisions lentes et progressives.
Cet effondrement gravitationnel produit rapidement des planétésimales de l'ordre de 10–100 km, cruciales pour la formation initiale des protoplanètes [3]. Les modèles numériques montrent fortement que l'instabilité de streaming peut être une voie fiable pour la formation des planétésimales, surtout si le rapport poussière-gaz est élevé ou si les bosses de pression concentrent les particules solides.
3.2 Accrétion de « cailloux » (pebble)
Une autre méthode est l'accrétion de « cailloux », où les embryons protoplanétaires (~100–1000 km) « ramassent » des particules de taille mm–cm circulant dans le disque :
- Rayon de Bondi/Hill : Si la protoplanète est suffisamment grande pour que sa sphère de Hill ou son rayon de Bondi puisse « capturer » les cailloux, les taux d'accrétion peuvent être très élevés.
- Efficacité de croissance : Une faible vitesse relative entre les cailloux et le noyau permet à une grande partie des « cailloux » de s'accréter, évitant la nécessité de collisions progressives entre particules de taille similaire [4].
L'accrétion de « cailloux » peut être plus importante au stade des protoplanètes, mais elle est aussi liée aux planétésimales primaires ou aux « graines » restantes.
3.3 Sous-structures du disque (« bosses » de pression, tourbillons)
Les structures en forme d'anneau détectées par ALMA indiquent des « pièges » à poussière possibles (par exemple, des maxima de pression, des tourbillons) où les particules s'accumulent. Ces zones localement denses peuvent s'effondrer par instabilité de streaming ou simplement favoriser rapidement les collisions. De telles structures aident à éviter la dérive radiale en « créant des zones » pour l'accumulation de poussière. Sur des milliers d'orbites, des planétésimales peuvent se former dans ces pièges à poussière.
4. Croissance ultérieure au-delà des planétésimales : formation des protoplanètes
Dès que des corps de l'ordre du kilomètre existent, les collisions deviennent encore plus fréquentes en raison du « regroupement » gravitationnel :
- Croissance incontrôlée (runaway) : Les plus grosses planétésimales croissent le plus rapidement, initiant une croissance « oligarchique ». Un petit nombre de grandes protoplanètes contrôlent les ressources locales.
- Accélération / « amortissement » : Les collisions mutuelles et la friction des gaz réduisent les vitesses aléatoires, favorisant davantage l'accrétion que la désintégration.
- Échelle de temps : Dans les régions internes (terrestres), les protoplanètes peuvent se former en quelques millions d'années, laissant plusieurs embryons qui, en se heurtant par la suite, forment les planètes rocheuses finales. Dans les régions externes, les noyaux des géantes gazeuses nécessitent une évolution encore plus rapide pour pouvoir capter les gaz du disque.
5. Preuves observationnelles et expérimentales
5.1 Objets résiduels dans notre système solaire
Dans notre système, subsistent des astéroïdes, comètes et objets de la ceinture de Kuiper en tant que planétésimaux d'accrétion inachevée ou corps partiellement formés. Leur composition et leur distribution permettent de comprendre les conditions de formation des planétésimaux dans le jeune système solaire :
- Cinturon d'astéroïdes : Dans la région entre Mars et Jupiter, on trouve des corps de composition chimique variée (rocheux, métalliques, carbonés), vestiges d'une évolution inachevée des planétésimaux ou d'orbites perturbées par la gravité de Jupiter.
- Comètes : Planétésimaux glacés au-delà de la ligne de neige, conservant des composés volatils primitifs et de la poussière provenant de la partie externe du disque.
Leurs signatures isotopiques (par exemple, les isotopes de l'oxygène dans les météorites) révèlent la chimie locale du disque et les processus de mélange radial.
5.2 Disques de débris d'exoplanètes
Les observations des disques de débris (poussière) (par exemple avec ALMA ou Spitzer) autour d'étoiles plus âgées montrent des bandes où les planétésimaux entrent en collision. Un exemple célèbre est le système β Pictoris avec un disque de poussière massif et des « bosses » possibles de corps (planétésimaux). Les systèmes plus jeunes et protoplanétaires contiennent plus de gaz, tandis que les plus anciens en contiennent moins, dominés par les processus de collision entre planétésimaux restants.
5.3 Expériences en laboratoire et physique des particules
Les expériences en tours de chute ou en microgravité étudient les collisions de grains de poussière – comment les grains s'agglomèrent ou rebondissent à certaines vitesses ? Des expériences à plus grande échelle examinent les propriétés mécaniques d'agrégats de taille centimétrique. Parallèlement, les simulations HPC intègrent ces données pour observer la croissance à l'échelle des collisions. Les informations sur les taux de fragmentation, les seuils d'adhésion et la composition de la poussière complètent les modèles de formation des planétésimaux [5], [6].
6. Échelles de temps et hasard
6.1 Rapide contre lent
Selon les conditions du disque, les planétésimaux peuvent se former rapidement (en quelques milliers d'années) sous l'effet de l'instabilité de streaming ou plus lentement si la croissance est limitée par des collisions moins fréquentes. Les résultats varient fortement :
- Partie externe du disque : Une faible densité ralentit la formation des planétésimaux, mais la glace facilite l'agrégation.
- Partie interne du disque : Une densité plus élevée favorise les collisions, mais une vitesse plus grande augmente le risque d'impacts destructeurs.
6.2 « Le chemin aléatoire » vers les protoplanètes
Au début de la formation des planétésimaux, leur interaction gravitationnelle provoque des collisions chaotiques, des fusions ou des éjections. Dans certaines régions, de gros embryons peuvent se former rapidement (par exemple, des protoplanètes de la taille de Mars dans le système interne). Une fois une masse suffisante accumulée, l'architecture du système peut « se figer » ou continuer à évoluer en raison de collisions gigantesques, comme on le suppose dans le scénario de collision entre la Terre et Théia, expliquant l'origine de la Lune.
6.3 Diversité des systèmes
Les observations d'exoplanètes montrent que dans certains systèmes, des super-Terres ou des Jupiters chauds se forment près de l'étoile, tandis que d'autres conservent des orbites larges ou des chaînes en résonance. Des rythmes de formation et des processus de migration différents des planétésimaux peuvent engendrer des configurations planétaires étonnamment variées, même avec de faibles différences de masse, moment angulaire ou métallicité du disque.
7. Rôles principaux des planétésimaux
7.1 Noyaux pour géantes gazeuses
Dans la zone externe du disque, lorsque les planétésimaux atteignent environ 10 masses terrestres, ils peuvent attirer des enveloppes d'hydrogène–hélium, formant des géantes gazeuses de type Jupiter. Sans noyau planétésimal, cette accumulation de gaz peut être trop lente avant la dissipation du disque. Ainsi, les planétésimaux sont essentiels à la formation des géantes dans le modèle d'accrétion du noyau.
7.2 Composés volatils
Les planétésimaux formés au-delà de la ligne de glace contiennent beaucoup de glace et de composés volatils. Plus tard, en raison de l'éjection ou de collisions tardives, ils peuvent apporter de l'eau et des composés organiques aux planètes rocheuses internes, contribuant peut-être de manière significative à leur habitabilité. L'eau terrestre pourrait en partie provenir des planétésimaux de la ceinture d'astéroïdes ou des comètes.
7.3 Résidus plus petits
Toutes les planétésimaux ne fusionnent pas pour former des planètes. Certaines restent sous forme de astéroïdes, comètes ou objets de la ceinture de Kuiper et de corps considérés comme Troyens. Ces populations conservent la matière primaire du disque, fournissant des preuves « archéologiques » sur les conditions et rythmes de formation.
8. Recherches futures sur la science des planétésimaux
8.1 Progrès des observations (ALMA, JWST)
Des observations à haute résolution peuvent révéler non seulement les sous-structures des disques, mais aussi des concentrations ou filaments de particules solides correspondant à des instabilités de flux. Une analyse chimique détaillée (par exemple, isotopologues de CO, composés organiques complexes) dans ces filaments aiderait à confirmer les conditions favorables à la formation des planétésimaux.
8.2 Missions spatiales vers les petits corps
Des missions telles que OSIRIS-REx (pour rapporter des échantillons de Bennu), Hayabusa2 (Ryugu), les prochaines Lucy (pour les astéroïdes Troyens) et Comet Interceptor élargissent la compréhension de la composition et de la structure interne des planétésimaux. Chaque retour d'échantillons ou survol rapproché aide à affiner les modèles de condensation du disque, les histoires de collisions et la présence de composés organiques, expliquant comment les planétésimaux se sont formés et ont évolué.
8.3 Améliorations théoriques et informatiques
De meilleurs modèles particulaires ou fluidodynamiques-cinétiques offriront davantage d'opportunités pour comprendre l'instabilité de flux, la physique des collisions de poussière et les processus à différentes échelles (des grains submm aux planétésimaux de plusieurs kilomètres). En utilisant des ressources HPC à haute performance, nous pouvons combiner les nuances microscopiques des interactions des grains et le comportement collectif des essaims de planétésimaux.
9. Résumé et conclusion
L'accrétion des planétésimaux est une étape essentielle par laquelle les « poussières cosmiques » se transforment en mondes tangibles. Allant des interactions microscopiques des collisions de poussière à l'instabilité de flux favorisant la formation de corps kilométriques, l'apparition des planétésimaux est à la fois complexe et indispensable pour faire croître les embryons planétaires, puis finalement des planètes pleinement développées. Les observations dans les disques protoplanétaires et de débris ainsi que les retours d'échantillons des petits corps du système solaire montrent l'interaction chaotique des collisions, du dérive, de l'adhésion et de l'effondrement gravitationnel. À chaque étape – de la poussière aux planétésimaux et protoplanètes – se révèle une danse soigneusement chorégraphiée (quoique quelque peu aléatoire) de la matière, dictée par la gravité, la dynamique orbitale et la physique du disque.
En combinant ces processus, nous relions l'agglomération des poussières les plus fines dans le disque aux architectures orbitales majestueuses des systèmes multiplanétaires. Comme la Terre, de nombreuses exoplanètes commencent par l'assemblage de ces minuscules grains de poussière – les planétésimaux – qui sèment des familles entières de planètes, lesquelles peuvent au fil du temps devenir habitables.
Liens et lectures complémentaires
- Weidenschilling, S. J. (1977). « Aérodynamique des corps solides dans la nébuleuse solaire. » Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 180, 57–70.
- Blum, J., & Wurm, G. (2008). « Les mécanismes de croissance des corps macroscopiques dans les disques protoplanétaires. » Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 46, 21–56.
- Johansen, A., et al. (2007). « Formation rapide des planétésimaux dans les disques circumstellaires turbulents. » Nature, 448, 1022–1025.
- Lambrechts, M., & Johansen, A. (2012). « Croissance rapide des noyaux de géantes gazeuses par accrétion de cailloux. » Astronomy & Astrophysics, 544, A32.
- Birnstiel, T., Fang, M., & Johansen, A. (2016). « Évolution de la poussière et formation des planétésimaux. » Space Science Reviews, 205, 41–75.
- Windmark, F., Birnstiel, T., Ormel, C. W., & Dullemond, C. P. (2012). « Briser les barrières de croissance dans la formation des planétésimaux. » Astronomy & Astrophysics, 544, L16.
- Morbidelli, A., Lunine, J. I., O’Brien, D. P., Raymond, S. N., & Walsh, K. J. (2012). « Construction des planètes terrestres. » Annual Review of Earth and Planetary Sciences, 40, 251–275.