Etude des disques

En 20 ans, nous sommes passés d’un seul prototype de système planétaire (le nôtre) à plus de 400, dont beaucoup d’entre eux ont des planètes sur des orbites excentriques et/ou des périodes orbitales de moins d’un an. Autant de systèmes, autant de surprises, autant d’inconnues !

Il est probable que la diversité des exoplanètes reflète une diversité des conditions initiales qui prévalent dans les disques. Ces conditions initiales pourraient dépendre de la  dimension physique des disques  (formation, troncature),  de leur structure verticale, de la mise en place des poussières, et de leur composition en fonction de la distance. Des trous dont les dimensions sont extrêmement variables peuvent apparaître, qui résultent de la formation de protoplanètes. Le mécanisme qui régit  l’évolution des disques est aussi mal connu. Comment et quand le gaz se dissipe-t-il et quelle est la durée de vie des planétésimaux sont aussi des questions à élucider. L’imagerie dans l’infrarouge thermique est particulièrement adaptée pour ce faire.

En effet, à ces longueurs d’onde, le contraste entre l’étoile et son disque est considérablement réduit (de l’ordre d’un facteur 1 au lieu de plusieurs milliers dans le proche infrarouge). Au fur et à mesure que le disque évolue, le gaz s’évapore sous le rayonnement de photons de haute énergie (FUV, EUV, et Rayons-X) (processus connu des astronomes sous le nom de « photoévaporation », la densité de surface diminue, les poussières coagulent et prennent place. L’imagerie dans l’infrarouge thermique permet de se représenter la structure poussiéreuse du disque et de corriger des erreurs commises dans des interprétations basées sur l’étude de la densité spectrale d’énergie (SED). Des signatures directe de différents matériaux (à l’état solide) peuvent être détectées par spectro-imagerie ce qui permet d’obtenir une représentation de la distribution radiale des différents types de poussières (silicates amorphes ou cristallins, glace, argile, calcium, carbonates,…).

Selon la théorie d’accrétion en vigueur, initialement développée pour expliquer l’architecture de notre système solaire, le processus de formation planétaire débute par la croissance par collisions de grains de poussières sub-microscopiques jusqu’à des planétésimaux de quelques kilomètres sur des échelles de temps variant d’un million à 100 millions d’années. Lorsqu’un cœur protoplanétaire d’environ 10 masses terrestre s’est formé, le gaz environnant est capturé par gravitation pour donner naissance à une planète géante gazeuse. Cependant, ni les planètes de type Jupiter chaudes (à moins d’une unité astronomique de son étoile), ni les exoplanètes distantes ne peuvent s’être formées par ce mécanisme d’accrétion. Une migration de ces planètes est souvent invoquée pour palier la contrainte de la masse de l’intérieur du disque et l’échelle de temps nécessaire à la formation de ces exoplanètes dans la partie externe du disque, qui autrement excèderait la durée de vie de ce dernier. Une autre alternative serait de faire appel à des instabilités gravitationnelles, qui auraient lieu dans des temps beaucoup plus courts (quelques milliers d’années), mais cette hypothèse requiert des densités de surface élevées, des temps de refroidissement très courts, et des distances à l’étoile relativement grandes dans le disque protoplanétaire initial. Des différences dans les systèmes exoplanétaires entre des étoiles similaires au soleil et d’autres de masses plus petites ont été récemment mises en évidence. La très grande variété des systèmes planétaires extrasolaires devrait se refléter à une époque beaucoup plus ancienne, nommément dans le disque protoplanétaire.

Ce programme se propose d’utiliser l’extrême sensitivité et la très grande résolution spatiale du JWST, en particulier avec MIRI, pour (1) étudier la structure verticale des disques protoplanétaires, (2) procéder à un inventaire des composantes chimiques de ces disques, et (3) essayer de comprendre comment la formation de protoplanètes influe sur la morphologie de ces disques.

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