Dossier préparé et présenté par Johan, dans l’épisode #384 de Podcast Science. Bonne écoute !

Introduction

 Notre système solaire est-il unique ou pas ? Il y a derrière cette question la question primordiale de savoir si sommes-nous seuls dans l’univers,  sur laquelle je ne reviens pas ici. Est-ce que les planètes sont des objets fréquents dans l’univers ? Comment est-ce qu’il s’est formé pour obtenir ce que l’on a actuellement ? Est-ce que le type d’architecture que l’on a est typique ou totalement anormal ?

 Alors pour être tout à fait honnête c’est un sujet où je suis assez relativement spécialiste, je vous indiquerai les endroits spécifiquement où j’ai publié, mais c’est aussi un sujet très récent et effroyablement compliqué. Il y a beaucoup d’inconnus voire même pour le moment d’apparentes impossibilités sur comment les planètes se forment. Pour le dire simplement, on n’a pas de mécanisme actuellement qui explique notre système solaire. Donc je vais essayer de rester prudent et d’ouvrir plus de questions que de donner des réponses trop sûres, pour que cet épisode soit valable dans 5 ans (« bienvenue, auditeur du futur, n’hésite pas à nous envoyer un message d’insulte ou de félicitations si tu le souhaites »)

Je vais avoir une démarche un peu particulière sur cet épisode. Après un petit historique pour comprendre l’état de de nos connaissances je vais faire une première partie ce qu’on sait, et seconde partie sur ce qu’on ne sait pas encore en expliquant

Historique

 L’historique est assez ancien parce qu’en fait on a les outils théoriques depuis le 19e pour répondre à cette question. En première approximation, on n’a pas besoin de relativité, et donc c’est les lois de Newton qui s’appliquent avec un de la thermodynamique pour le gaz et un peu de magnétisme sur les bords et roule ! Parmi les illustres chercheurs qui ont commencé à réfléchir sur le sujet, on a Lagrange au 19ème siècle et anecdotiquement Emmanuel Kant le philosophe qui a fait un peu d’astronomie quand il était jeune, ce que j’ai appris à cette occasion. Bon mais au fur et à mesure les modèles se complexifient peu à peu. On arrive à la fin du 20ème siècle avec une théorie assez solide développée par Safronov, un astrophysicien russe basée sur l’accrétion des grains de poussières en planètes qui ressemble pas mal à ce que je vais vous décrire ici.

Pendant toutes ces années, une théorie de « formation planétaire » est en pratique une théorie du « système solaire » car on n’a pas d’autres exemples de systèmes. Ça ne veut pas dire que c’est faux ou inutile, on trouve déjà des mécanismes intéressants, mais on manque d’éléments de comparaison pour savoir si notre expérience locale est fréquente. Je rappelle donc brièvement la structure de notre système solaire.

Dans le système interne, il y a 4 planètes rocheuses, au sens où il y a une très grosse boule de roches et seulement un petit peu de gaz autour, l’atmosphère. Ces 4 planètes sont de masses égales ou inférieures à la masse de la Terre avec 5% pour Mercure, 10% pour Mars et 80% pour Venus.

Au-delà, on a une ceinture d’astéroïde entre Mars et Jupiter qui contient environ 4 % de la Lune en masse, donc pas énorme. On a des cailloux plus gros que d’autres, avec Cérès par exemple, qui est une planète naine de 1.2% la masse de la Lune.

 Encore au-delà il y a les planètes gazeuses avec Jupiter (300 masses terrestres), Saturne (95 masses terrestres), Uranus (14 masses terrestres) et Neptune (17 masses terrestres). Là c’est le contraire c’est un petit cœur solide et une énorme atmosphère de gaz.

Enfin, on a une autre ceinture de débris la ceinture de Kuiper, qui contient entre un dixième et un quart de la masse de la Terre et aussi des planètes naines comme Pluton qui fait 18 % de la masse de la Lune.

Juste pour conclure rapidement sur les ceintures d’astéroïdes et de Kuiper, il s’agit de ceintures de débris c’est-à-dire ce qu’il reste une fois que le système est formé, avec pas assez de masse pour créer de vraies planètes. Les disques de débris, c’est ma spécialité pour le coup : aller trouver à quoi ressemble ces ceintures dans les autres systèmes pour comprendre comment s’est faite la formation planétaire là-bas.

 Voilà jusqu’en 1995, et la première détection d’une exoplanète autour d’une étoile solaire, on ne sait donc pas si nous sommes un cas unique et si non est ce que les autres systèmes ressemblent au nôtre, avec de petites planètes rocheuses près de l’étoile, grosses planètes gazeuses loin de l’étoile, et des débris qui reste autour.

 Ce que l’on sait grâce aux exoplanètes

Qu’est-ce qu’on sait après 30 ans de recherche sur les exoplanètes. On a 4000 exoplanètes à ce jour donc on peut dire des choses pas idiotes et répondre à certaines des questions que j’ai posées. Je vais dire une phrase un peu précise pour ne pas me faire taper sur les doigts et je vais l’expliquer ensuite. On sait maintenant :

“Environ la moitié des étoiles de type solaire ont au moins une planète de rayon 1 à 4 fois le rayon terrestre qui orbite en 100 jours ou moins” (ce qui est environ à l’orbite de Mercure ou moins) [Morbidelli, A., and Raymond, S.N. (2016)]

Donc qu’est-ce que ça veut dire ?

La première partie de la phrase, c’est “environ la moitié des étoiles de type solaire” donc ça veut dire que oui c’est fréquent !

Une planète de rayon 1 à 4 fois le rayon terrestre, c’est quoi, c’est comme la Terre ou c’est comme une petite planète gazeuse ? Et bah les deux en fait. Neptune a un rayon de 4 fois la Terre et on pense que quelque part entre les deux on passe continûment des grosses planètes rocheuses aux petites planètes gazeuses. Il y a eu un article qui est sorti en 2015 , écrit par une jeune astrophysicienne, Leslie Rogers, avec un titre tellement génial : La plupart des planètes de 1.6 rayons terrestres sont gazeuses. Donc jusqu’à 1.6 rayon terrestre c’est ce qu’on appelle des supers-Terres donc des grosses planètes rocheuses et au-delà on rentre dans le domaine des mini-Neptunes avec peut être des intersections ici et là.

Super-Terres, Mini-Neptunes ? Dans des orbites égales ou inférieures à celle de Mercure ? On n’a rien de tout ça nous dans notre système ! Donc, oui on peut dès à présent dire que notre système n’est probablement pas « typique » enfin tout du moins qu’il nous manque deux éléments que l’on trouve dans au moins la moitié des systèmes de type solaire. Des planètes de masses intermédiaires (des mini-Neptunes et surtout des super-Terres) et surtout des planètes très proches du soleil, à l’intérieur de l’orbite de Neptune, y compris des planètes gazeuses donc.

Bon mais les dernières études concluent tout de même que notre système n’est sans doute pas excessivement rare. Cette dernière affirmation à prendre avec un peu de pincettes car les méthodes de détection biaisent l’échantillon car on trouve en priorité des systèmes avec des planètes proches de leur étoile et donc on a de meilleures informations à ces endroits. Donc par exemple, il se pourrait qu’une planète de type Jupiter avec cette masse et cette distance soit vraiment très rare ailleurs et que donc notre système soit absolument unique en cela. Alors que les techniques instrumentales vont s’améliorer, on devrait pouvoir détecter mieux les planètes éloignées et on devrait pouvoir donner une réponse sur cette question de la fréquence des systèmes planétaires comme le notre dans moins d’une décennies.

Passons maintenant à ce que l’on sait du modèle de formation et bien sûr là où ça coince.

Formation des planètes

Au début on a un grand nuage de gaz interstellaire. Pour des photos vous pouvez taper « piliers de la création » dans votre moteur de recherche et vous aurez ces photos de ces immenses structures de plusieurs années lumières de large. Dans ces nuages qu’on appelle nuages moléculaires, on a en énorme majorité de l’hélium et de l’hydrogène avec aussi un peu de molécules plus complexes dont un tout petit peu de matériaux solides (des glaces en majorité). Ce nuage vit sa vie de nuage et puis à un moment une instabilité arrive (peut être due à une super novæ qui explose pas loin) qui va créer une petite surdensité locale. Quand la densité augmente au-dessus d’une certaine valeur on va avoir un effondrement gravitationnel, c’est-à-dire que le nuage va s’écrouler sous son propre poids. Et là ça va aller très vite. Depuis ce moment jusqu’à la formation des planètes gazeuses de type Jupiter, il y a environ 5 millions d’années. Et sans doute environ le double jusqu’à la Terre.

Alors pour comparaison, 5 millions d’années ce n’est rien du tout. Le soleil à 4,6 milliards d’années.  Les alpes ont 30 millions d’années et c’est une chaîne de montagne jeune. L’apparition du genre homo c’est 2.5 millions d’années. 5 millions d’années c’est une échelle qui est extrêmement rapide.

 Et en fait c’est pour ça que c’est si compliqué à observer la formation planétaire. L’énorme majorité des étoiles quand on les regarde, sont déjà vieilles, et ont leurs planètes depuis longtemps. On a assez peu d’exemple de systèmes « en train de se former ». Mais je vais tout de même en détailler quelques-uns.

Donc le nuage s’écroule en environ 1 million d’années. Pendant cette phase, c’est la gravité qui domine tout donc c’est la phase facile, c’est de la belle physique si ça vous tente. Par conservation du moment angulaire, le nuage se met à tourner de plus en plus vite à mesure qu’il se réduit. Alors la conservation du moment angulaire, ce n’est pas compliqué. Vous vous mettez sur une chaise de bureau ou un tabouret qui tourne. Vous vous lancez avec les jambes et les bras tendus. Et à un moment, vous repliez toutes les extrémités et vous allez voir que vous allez tourner beaucoup plus vite d’un coup. A vrai dire, je suis sûr que 100% d’entre vous ont déjà testé enfant avec une balançoire où vous aviez fait des tours dans les cordes et où vous tendiez et détendiez les jambes.

Donc cette conservation du moment angulaire fait qu’en se réduisant, le nuage va se mettre à tourner de plus en plus vite et va donc s’aplatir petit à petit.

Quand la densité grandit au centre la température augmente aussi énormément et au bout d’un moment il se déclenche une réaction de fusion nucléaire, le nuage s’allume et l’étoile commence à brûler. Au moment de l’allumage, l’étoile est souvent entourée par un épais nuage de gaz et de poussière qui a une forme encore évasée. Si on la regarde de profil, on ne voit donc pas encore l’étoile car elle est cachée par le disque mais seulement sa réflexion sur les bords du disque, ça ressemble un peu à un yoyo. Vous pouvez chercher « HH 30 Hubble », ou « SPHERE IM lup » ou « SPHERE My lup » sur un moteur de recherche. Commence alors la phase vraiment compliquée, dite de disques protoplanétaires.

Au moment de l’allumage de l’étoile intervient une seconde force majeure qui est la pression de radiation c’est-à-dire les photons de l’étoile qui vont repousser et chauffer le gaz et la poussière autour. Le disque protoplanétaire est constitué de 99% de gaz et 1% de poussière. C’est une force énorme, elle va conduire en environ 3 millions d’années à la dissipation du gaz dans le disque. C’est comme ça que l’on sait que c’est très rapide, car à ce moment les planètes gazeuses doivent être formées car après il n’y a plus de gaz dans le disque pour les former.

On a des petits grains de poussières qui tournent dans du gaz qui peut soit les ralentir soit les accélérer, le tout bombardé de photons de l’étoile. Le disque a une certaine épaisseur à ce moment, ce qui fait que les toutes les couches ne sont pas chauffées également,  ce qui ajoute encore de la turbulence. A cela vous ajoutez le champ magnétique de l’étoile et un bombardement de rayons cosmiques. Bref, un problème vraiment compliqué dont on n’a pas réussi à trouver complètement la solution.

Ce que l’on sait pour le moment, c’est que pour la plupart des étoiles, à un moment tout au centre du disque, les grains de poussières vont s’accrêter de poussière en grains, de grains en cailloux, de cailloux en astéroïdes et d’astéroïdes en planétésimaux et de planétésimaux en protoplanètes.

 A ce moment, on a soit une masse suffisante et du gaz encore là et on va accréter du gaz autour et former des géantes gazeuses ou alors il n’y a plus de gaz et l’on va former des planètes telluriques. Je l’ai dit, la seule présence de géante gazeuse montre que ce phénomène doit arriver au moins pour certains corps extrêmement rapidement (en quelques millions d’années). Pour les autres, on continue sans doute à avoir de l’accrétion, mais après quelques dizaines de millions d’années tous les gros corps ont nettoyé le système et on se retrouve avec des planètes telluriques, gazeuses et des débris qui n’ont pas réussi à se former assez vite.

 On a beaucoup d’images de ces disques protoplanétaires, en particulier avec des instrument coronographiques, qui sont ma spécialité, où avec le radio télescope ALMA. On voit souvent un disque assez dense, avec des anneaux ou des spirales se dessiner, qui sont sans doute la marque que les planètes sont en train de se former, en nettoyant le gaz et la poussière. Donc on commence à avoir une bonne idée de ce scénario. Cependant, il reste encore de gros soucis. Je vais revenir sur deux en particulier : la barrière du mètre et la migration.

Quelques soucis du modèle

Pause histoire drôle :

C’est l’histoire d’un fermier qui possède des poules qui ne pondent pas. Alors, il consulte un physicien. Le physicien fait quelques calculs. Puis, il répond :”J’ai une solution mais ça ne marche qu’avec des poules sphériques et dans le vide”. 

Bon bah c’est à peu près ça les soucis.

Si vous avez un gros caillou qui se tape avec un petit caillou ce n’est pas trop grave, le petit caillou va faire grossir le gros. Comme quand une météorite tombe sur Terre dans un cas extrême. Par contre quand les deux cailloux sont de taille comparable on peut avoir des soucis. En effet, il y a 3 cas possibles, soit les cailloux ont une vitesse relative très faible et ils peuvent s’agréger, on dit qu’ils collent. Soit, ils ont une vitesse un peu plus importante et ils rebondissent l’un sur l’autre. S’ils vont encore plus vite, ils s’explosent. Dans les deux derniers cas on n’a plus d’accrétion, car les grains ne grossissent pas. Les modèles actuels montre que cela dépend de la taille des grains, de leur distance à l’étoile, de leur forme et de leur composition, mais montre qu’à un certain moment les grains arrêtent de grossir. C’est ce qu’on appelle la limite de rebond qui intervient autour du cm. Des études récentes montrent que l’on peut augmenter le caractères « collant des grains » avec des formes non sphériques, plus compliquées.

C’est vrai l’histoire de la théorie Russe VS la théorie Américaine : un gros qui mange tout ou des petits qui grossissent tous petit à petit ?

Cependant même si on arrive à dépasser la barrière du rebond, on tombe dans un problème encore plus problématique. Les grains ne sont pas seuls, ils sont entourés de gaz, qui les freinent par frottement. Or, si vous êtes en orbite, un freinage est immédiatement répercuté par une baisse de la hauteur d’orbite. Et donc si vous arrivez à une certaine taille, le gaz va tellement freiner le grain qu’il va tomber sur l’étoile. Là aussi cela dépend de la masse, de la forme, et de l’orbite du grain, mais on a vraiment du mal à comprendre comment les grains peuvent dépasser le mètre. Certains modèles marchent mieux que d’autres, en faisant varier la quantité relative de poussière et de gaz, soit de manière globale dans le disque, soit localement. Une fois cette limite passée, les modèles marchent souvent mieux. Mais il reste un très gros problème, la migration.

Une fois les planètes formées, on sait que les planètes migrent. A cause d’échanges d’énergies cinétiques entre les planètes et le disque autour d’elles, cela fait que les planètes accélèrent ou ralentissent et donc se rapprochent ou s’éloignent de leur étoile. On a mis en évidence ce phénomènes dans les années 80 et la première planète découverte autour d’une étoile de type solaire a été une preuve sans appel de ce phénomène. 51 pegasi b, la première exoplanète était une planète que l’on a appelée une Jupiter chaude, c’est un dire une planète dont la masse était plus grosse que celle de Saturne, mais dont l’orbite est seulement d’un cinquième celle de Mercure. Donc une énorme planète orbitant à une distance bien plus petite que toutes les planètes du système solaire. Bon on sait maintenant que c’est une exception et que la plupart des géantes gazeuses sont plutôt au niveau de l’orbite terrestre. Cependant nos modèles ont tendance à faire bouger les planètes « trop vite » par rapport à ce que l’on observe. Et une migration d’une géante gazeuse à des conséquences énormes sur les planètes qu’elle rencontre. En effet, si une planète de la taille de Jupiter migre vers l’intérieur jusqu’à l’orbite de Mercure, elle va faire le ménage et « avaler » ou faire dégager toutes les petites planètes sur son chemin.

Il y a aussi des migrations qui vont dans l’autre sens, vers l’extérieur qui peuvent contrebalancer. Actuellement, l’un des meilleurs modèles de formation du système solaire s’appelle le « Grand Tack model », que l’on traduirait par « le modèle du grand virement de bord » et qui dit que Jupiter s’est formée loin, a commencé à migrer vers l’intérieur, avant de virer de bord et de repartir migrer vers l’extérieur du système.

Bref encore pas mal de travail ! Je voulais juste finir par la découverte de PDS70. C’est un disque protoplanétaire et l’on a observé des planètes dedans ce qui est une première. C’est un système où l’on sait qu’il y a encore beaucoup de gaz donc le système est encore en formation et on a découvert 2 planètes dedans.

En conclusion, ce qu’il faut retenir

• Oui les exoplanètes sont fréquentes autour d’autres étoiles, nous ne sommes pas une exception
• Par contre, il semble pour le moment que notre système solaire ne soit pas vraiment typique
• La formation des étoiles se fait par effondrement gravitationnel d’un nuage de gaz et de poussière et est extrêmement rapide.
• La formation des étoiles se fait par accrétion de la poussière en grain de plus en plus gros d’un nuage de gaz. C’est la phase particulièrement complexe de disque protoplanétaire durant laquelle on a un peu trop de différents facteurs pour comprendre ce qu’il se passe actuellement
• En particulier on a des soucis pour comprendre certaines étapes de l’accrétion des grains de poussières en planète et pour comprendre à quelle vitesse les planètes migrent et dans quelle sens.
• A ce jour, nous n’avons toujours pas de modèle complètement satisfaisant pour expliquer la formation du système solaire

Les sources

Sources en Français

• Ecole de Goutelas Astronomie 2005, Formation planétaire et exoplanets et en particulier, deux cours de Caroline Terquem (un peu vieux en regard de l’évolution rapide du domaine) :
  • Formation des planètes (Lien pdf)
  • Migration des planètes (Lien pdf)
• La thèse de Christophe Cossou. Effet de la structure du disque sur la formation et la migration des planéités. Autre. Université Sciences et Technologies – Bordeaux I, 2013. Français. (Lien pdf)

Sources en anglais:

• Perryman, M. (2018). The Exoplanet Handbook, Second Edition (Cambridge University Press).
• Armitage, P. J., (2012) Astrophysics of Planet Formation (Cambridge University Press)
• Morbidelli, A., and Raymond, S.N. (2016). Challenges in planet formation. Journal of Geophysical Research: Planets 121, 1962–1980. (Lien pdf)
• Rogers LA (2015) Most 1.6 Earth-radius planets are not rocky. ApJ, 801, 41 {295, 500, 602} (Lien pdf)
• Martin & Livio (2015) The solar system as an exoplanetary system. ApJ, 810, 105 {451,677} (Lien pdf)