Cet article fait partie d’une série de résumés de la conférence Exosystèmes II. Chaque article peut être lu indépendemment des autres. Si vous voulez lire la première partie, vous pouvez la trouver ici.

Poster jamboree

Après le déjeuner, plusieurs chercheurs présentent leurs travaux en 1 minute et une slide. Il est question de gaz et de poussières dans les disques protoplanétaires où s’est formée une planète géante, du comportement de l’atmosphère sur les exoplanètes rocheuses ayant une orbite synchrone autour de leur étoile, des effets de marée dans les géantes gazeuses, de convection au cœur des étoiles,…

Puis les conférences reprennent, avec deux conférences à distance.

Observation en haute-résolution de la poussière dans les disques protoplanétaires

L’architecture et la nature des systèmes d’exoplanètes qu’on observe dans notre Galaxie sont très variées. Une question qu’on peut se poser, c’est « D’où vient toute cette diversité ? ».

Autour des jeunes étoiles, on peut trouver un disque de gaz et de poussière dans lequel se forment des exoplanètes. On appelle ce disque le disque protoplanétaire. Ce disque est modelé par les étoiles et les planètes qui s’y forment : une cavité va se former autour de l'étoile et un sillon va se former là où passe une planète. Dès qu’une planète se forme, elle va interragir avec tout le gaz et la poussière contenus dans le disque. Une première planète peut même enclencher la formation d’une deuxième planète.

Myriam Benisty observe des disques protoplanétaires qui se sont formés il y a moins de 10 millions d’années. À l'échelle de la durée de vie d’une étoile, c’est très jeune !

L’observation d’un disque protoplanétaire à différentes longueurs d’onde permet de voir différentes parties du disque. En effet, la longueur d’onde de la lumière émise par les grains de poussière dépend de leur taille et de leur température.

• Les grains proches de l'étoile sont chauffés et émettent de la lumière infrarouge. Avec l’instrument VLTI, on observe en infrarouge, ce qui permet de voir la région du disque proche de l'étoile.
• Les grains les plus gros vont tomber dans le plan médian du disque. Ces gros grains vont émettre de la lumière dans le domaine millimétrique. On observe cette lumière avec ALMA ou NOEMA.
• Entre l’infrarouge et le millimétrique, on fait des observations avec l’instrument SPHERE. Ces observations permettent de voir les petits grains qui sont en suspension au dessus ou en dessous du plan médian.

Avec les observations en millimétrique, on peut répartir les disques protoplanétaires en fonction de leur morphologie en trois catégories :

• les bras spiraux (quoique cette structure est peu commune) ;
• les arcs de cercle ou croissants ;
• les anneaux concentriques (c’est la structure la plus courante).

En lumière infra-rouge, on observe le même type de structures, mais dans un disque protoplanétaire donné, les structures peuvent être différentes selon la longueur d’onde qu’on observe. Ce qui veut dire que les grains de taille différente vont former des structures différentes. C’est flagrant dans les observations du système IM Lup, où on voit des bras spiraux dans les observations d’ALMA, mais pas dans les observations de SPHERE. En plus, le disque est beaucoup plus compact dans les images de ALMA, ce qui veut dire que les petits grains ont tendance à s’accumuler plus près de l'étoile.

Ces structures peuvent être provoquées par la formation d’exoplanètes. C’est donc particulièrement intéressant de les observer pour comprendre où et comment les planètes se forment. Mais ces structures peuvent aussi être créées par une deuxième étoile en orbite autour de la première, ou par le passage d’une étoile à proximité du disque. En comparant les structures dans différentes longueurs d’onde, on peut discriminer entre ces différents cas de figure. En particulier, une planète va agir différemment sur les grains en fonction de leur taille. Les gros grains vont être piégés par la planète et rester loin de l'étoile, alors que les petits grains vont être portés par le gaz du disque et migrer vers l’intérieur.

Une des grandes difficultés dans l’observation des disques protoplanétaires, c’est qu’il faut avoir une résolution très fine dans les images. Pour observer les structures dans les disques, il faut pouvoir voir des détails d’une taille inférieure à 10 UA. À l’heure actuelle, nos observations sont biaisées : c’est plus facile de voir les structures dans les disques les plus brillants. Mais ça ne veut pas dire que les disques moins brillants n’ont pas de structure. Dans les années à venir, avec les nouveaux instruments d’observation, on devrait réduire ce biais observationnel.

Ces travaux présentent plusieurs questions ouvertes :

• Qu’est-ce qui se forme en premier : les planètes ou les structures ?
• Comment est-ce que ces structures évoluent dans le temps ?
• Ces disques protoplanétaires sont souvent enfouis dans des enveloppes de gaz et de poussière. Quelles sont les interactions entre le disque et l’enveloppe ?

Morphologie des disques et formation planétaire

Guillaume Laibe cherche à savoir ce qu’on peut apprendre de la poussière au sujet la formation planétaire. Dans un disque protoplanétaire, chaque planète va agir sur le gaz et la poussière de plusieurs façons différentes.

• La planète va dévier les grains de poussière.
• La planète va laisser un sillon derrière elle (comme celui laissé par un canard qui nage à la surface d’une mare)
• La vitesse à laquelle se déplacent les grains de poussière va changer à proximité de la planète (et on sait déterminer cette vitesse avec des observations).
• Des effets de marée vont apparaître liés à la viscosité du disque protoplanétaire et à la gravité.

En observant le résultat de ces effets, on peut en déduire des choses sur les planètes qui se forment dans le disque.

Quand il n’y a aucune planète dans un disque protoplanétaire, les grains vont tout simplement se retrouver piégés dans des maximum de pression du gaz. S’il n’y a pas de régions de surpression dans le gaz, alors les anneaux vont être très réguliers, sans turbulence. Mais quand on ajoute une planète dans le mélange, ça devient plus compliqué avec un terme lié aux effets de marée qui doit être ajouté.

Ces effets supplémentaires causés par la présence d’une planète vont agir différemment sur les grains en fonction de leur tailleet dépendent aussi du modèle utilisé. La science de la formation des exoplanètes est très récente et on a encore besoin d’améliorer notre compréhension des mécanismes de coagulation et de fragmentation des grains de poussière dans les disques protoplanétaires.

Premières phases de la formation planétaire : comment est-ce que la poussière se répartit dans le disque protoplanétaire ?

Dans un disque protoplanétaire, il y a de toutes petites poussières qui vont se coller les unes aux autrse pour former de plus gros grains de poussière. Et puis avec les frottements dynamiques, ces grains vont tomber dans le plan du disque.

Quand on voit dans les images un disque protoplanétaire qui semble elliptique, on fait l’hypothèse qu’il est circulaire mais qu’on le voit sous un angle de 45°. Avec cette hypothèse, on peut en déduire que le disque est fin. En effet, si les anneaux du disque étaient épais, alors chaque bande sombre semblerait plus fine à certains endroits comparées aux bandes lumineuses.

Dans cette animation, on voit que quand on regarde les anneaux sous 45°, l’espace entre les anneaux est caché par les anneaux eux-mêmes. Comme ce n’est pas ce qu’on voit dans les images de disques protoplanétaires, ces disques sont donc fins.

En appliquant les lois de la dynamique des fluides, sachant que le disque est fin, on peut en déduire qu’il n’y a pas de turbulences.

François Ménard utilise des images du Hubble Space Télescope et de ALMA pour comprendre comment les grains grossissent jusqu'à former des planètes.

L’observation des disques protoplanétaires à différentes longueurs d’ondes permet de voir différentes tailles de grais, ce qui permet d’observer différents processus de coagulation. En effet, la façon dont un grain de poussière va interagir lorsqu’il rencontre un autre grain de poussière dépend du rapport entre sa taille et sa masse.

La chimie du soufre dans les disques protoplanétaires

À l’heure actuelle, on a réussi à détecter six types de molécules contenant un atome de soufre – qu’on appelle molécules soufrées – dans des disques protoplanétaires. Ces molécules sont intéressantes car elles peuvent servir de témoin des mécanismes qu’on ne peut pas observer directement.

Des molécules soufrées ont été détectées dans différents types d’objets tels que:

• les cœurs protostellaires
• les enveloppes protostellaires
• les nébuleuses comme la tête de cheval

Romane Le Gal étudie la façon dont ces molécules peuvent se former et détermine les réseaux de réactions chimiques qui les implique.

On peut diviser un disque protoplanétaire en trois régions dans lesquelles différentes réactions chimiques pourront avoir lieu.

1. La partie la plus proche de l'étoile (en rouge sur le schéma) est très chaude, car chauffée par l'étoile. On y trouve des photons, des atomes et des ions, mais peu ou pas de molécules car elles sont rapidement photodissociées par les rayonnements provenant de l'étoile.
2. La partie externe (en vert) contient des petits grains et du gaz, et a une température intermédiaire. On y trouve des molécules qu’on peut observer en radio-interférométrie.
3. La partie centrale (en bleu) est plus froide et contient des gros grains de poussière. Ici, les molécules glacées se déposent à la surface des grains de poussière.

Dans chacune de ces zones, différentes espèces moléculaires vont pouvoir se former. Et chaque espèce moléculaire aura une signature spectrale différente. Constater la répartition de ces différentes espèces dans un disque protoplanétaire permet donc de mieux comprendre la structure en 3D du disque.

Dans certains disques observés, on constate par exemple que la répartition de la molécule CS est asymétrique dans le disque, ce qu’on ne voyait pas en observant seulement les rayonnements émis par la poussière.

Dynamique des disques protoplanétaires dans les systèmes binaires et triples

La plupart des étoiles sont en orbite avec une ou plusieurs autres étoiles. Et pour les étoiles jeunes, c’est encore plus souvent le cas. Nicolás Cuello s’intéresse à la façon dont la présence de plusieurs étoiles va influencer le disque protoplanétaire.

Parmi les questions auxquelles il cherche à répondre :

• Comment est-ce que le disque réagit à la présence de plusieurs étoiles ?
• Comment est-ce que ça affecte le type de planètes qui vont se former ?
• Comment évolue la poussière dans un système multiple ?

Et pour y répondre, il utilise des modèles numériques pour décrire ce qui devrait se passer dans un tel système. Pour valider ses modèles, il compare les prédictions du modèle à des systèmes triples réels tels que GG Tau, GW Ori et AS 205. Cette méthode permet d’apprendre plusieurs choses sur les disques protoplanétaires dans les systèmes avec plusieurs étoiles.

Autour d’une étoile simple, il va se former un disque protoplanétaire. Autour de deux étoiles, il y aura un disque autour de chaque étoile, et un disque externe autour du couple d'étoiles, pour un total de trois disques. Autour d’une étoile tripe, il y aura cinq disques protoplanétaires.

L’orbite des étoiles ne sont pas forcément alignés avec le disque protoplanétaire. Si les orbites sont suffisamment inclinées, le disque protoplanétaire va se rompre en deux anneaux qui vont s’incliner l’un par rapport à l’autre. Dans ce cas, on pourrait avoir un deux anneaux qui projète son ombre sur l’autre, ce qui expliquerait l’asymétrique observée dans certains disques protoplanétaires.

L’observation d’une asymétrie dans un disque protoplanétaire peut permettre de détecter indirectement la présence d’une étoile que l’on n’est pas capable d’observer par d’autres moyens. En particulier, si on essaye de faire de l’imagerie directe d’un disque planétaire à l’aide d’un coronographe et que les deux étoiles sont très proches l’une de l’autre, alors les deux étoiles seront masquées par le coronographe. Dans ce cas, on ne pourra pas faire d’imagerie directe de la deuxième étoile, mais on pourra déduire sa présence en observant la structure du disque protoplanétaire.

Il y a un deuxième cas dans lequel la structure du disque protoplanétaire permet d’en savoir plus sur la géométrie du système d'étoiles. Dans un système hierarchique triple ou la troisième étoile est très éloignée des deux autres (par exmple le système V892 Tau), alors le disque protoplanétaire va être voile – comme une roue de vélo abimée. Or lorsqu’une étoile est très éloignée d’une autre, c’est difficile de déterminer qu’elles sont en orbite l’une autour de l’autre, car leurs vitesses seront faibles. Le fait qu’un disque protoplanétaire soit voilé pourrait donc permettre de déterminer la présence d’une étoile supplémentaire dans un système.

Enfin, dans un système triple, l'étoile externe va avoir tendance à confiner le disque protoplanétaire au milieu. Le résultat de ce confinement est que le disque se dissipe moins vite, ce qui permettrait peut-être de permettre la formation de planètes qui ne se formeraient pas autrement. Cependant, plus de travaux sont nécessaires pour mieux comprendre l’effet du confinement du disque protoplanétaire.

Dimension fractale des analogues de poussière protoplanétaire

Vanesa Tobon-Valencia cherche à comprendre comment les grains de poussière dans un disque protoplanétaire interagissent avec les rayonnements reçus en fonction de leur forme (et plus spécifiquement en fonction d’un critère précis : la dimension fractale des grains de poussière). Pour ça, elle a imprimé des faux grains de poussière en 3D et a mesuré la façon dont ces grains de poussière diffusaient la lumière.

Structures induites dans les disques

Il y a une polémique au sein de la communauté scientifique pour savoir si l'étoile AB Aur est une étoile simple ou non. Cependant, plusieurs articles récents ne parviennent pas à démontrer la présence d’une deuxième étoile, donc il semblerait quand même que ce soit plutôt une étoile simple.

Le disque protoplanétaire autour de AB Aur a une spirale de gaz qui est visible lorsqu’on observe la répartition de la molécule CO. L’existence d’une planète à 100 UA pourrait expliquer la présence du vortex. De plus, pour expliquer que la cavité dans le disque soit aussi grande, on a besoin de mettre plusieurs planètes dans le modèle. Il pourrait donc y avoir plusieurs planètes en formation dans ce système.

Emmanuel Di Folco étudie aussi les planètes en orbite autour de systèmes de 2 ou 3 étoiles. Il s’agit ici de planètes qui se forment autour d’un couple ou d’un trouple d'étoiles (et non pas de planètes qui se forment entre deux étoiles, comme ça a été le cas dans des présentations précédentes). Une planète autour d’un couple d'étoiles est appellée circumbinaire, ou de type P.

On connait une vingtaine de planètes circumbinaires et le plus souvent, elles sont en orbite autour d’un couple d'étoiles très serrées. Par exemple, GG Tau est un système hierarchique (avec deux étoiles en orbite serrée, et une troisième étoile beaucoup plus loin).

Avec l’observatoire ALMA, on observe la répartition de la molécule CO dans GG Tau, ce qui permet de détecter plusieurs bras spiraux. La configuration de ces bras laisse penser qu’il pourrait y avoir trois planètes en résonnance orbitale 3:2:1 (c’est-à-dire que la deuxième planète orbite deux fois plus lentement que la première, et que la troisième planète orbite trois fois plus lentement que la première). On n’est pas certain que ce sont bien des planètes qui provoquent ces structures dans le disque, mais il y a un faisceau d’indices qui indique qu’il pourrait y avoir des planètes géantes en formation.

Spirales dans les disques autogravitants

Dans un disque protoplanétaire, la matière est en équilibre entre la gravité de l'étoile et la force centrifuge. William Béthune s’intéresse à la façon dont le moment cinétique est transporté dans ces disques.

Lorsqu’un disque protoplanétaire est très jeune, il est froid avec beaucoup de masse, et don passe par une phase auto-gravitante. Il est alors soumis au critère de stabilité linéaire de Toomre. En d’autres termes, si la gravité est plus forte que la pression, alors le disque va s’effondrer.

Des simulations réalisées avec le code PLUTO sont utilisées pour trouver les conditions dans lesquelles on peut arriver à une situation d'équilibre, puis on compare les résultats des simulations aux observations.

Dans les galaxies spirales, les bras spiraux sont en fait des ondes de densité et ne se déplacent pas à la même vitesse que la matière de la galaxie. On pourrait donc penser que les bras spiraux dans les disques protoplanétaires sont de nature semblable. Pourtant, on trouve que les spirales dans un disque protoplanétaire sont en co-rotation (c’est-à-dire qu’elles se déplacent en même temps) avec le gaz. Ce ne sont donc pas vraiment des ondes.

Plus de travail est nécessaire pour savoir si on peut établir un lien entre la morphologie du disque et la structure des spirales.

Formation des planètes géantes

Camille Bergez-Casalou essaye de répondre à la question « Si on voyait notre système solaire tel qu’il était au début de sa formation, à quoi est-ce qu’il ressemblerait ? ». Et pour ça, elle utilise des images synthétiques pour simuler ce à quoi ressembleraient les images d’ALMA de notre système solaire à ses débuts.

Cette question est intéressante car on peut voir notre propre système solaire de très près, avec des sondes qui peuvent aller explorer chaque planète, ainsi que les astéroïdes, comètes, etc. Par contre, on peut pas l’observer tel qu’il était dans le passé. Pour les jeunes systèmes planétaires qu’on trouve autour d’autres étoiles, c’est le contraire : on les voit tels qu’ils sont au début de leur formation, mais on ne peut pas les voir de près car ils sont beaucoup trop éloignés pour qu’on y envoie des sondes.

C’est donc intéressant de combiner ces deux types d’informations pour essayer d’avoir une image plus globale de la formation des systèmes planétaires.

En partant de plusieurs configurations initiales différentes, et en utilisant Camille Bergez-Casalou essaye de trouver les conditions qui peuvent mener à la formation d’un système solaire avec la même géométrie que le notre.

Typiquement, pour estimer la masse d’un disque protoplanétaire, on regarde la quantité de lumière émise par le disque et on en déduit la quantité de matière dans le disque. Cependant, toute la matière ne va pas nécessairement émettre de la lumière. On se retrouve donc à sous-estimer la masse des disques protoplanétaires.

Cet écart entre masse réelle et masse estimée est en effet constatée lorsque l’on fait des simulations. Dans ce cas, on choisit tous les paramètres d’une disque protoplanétaire (y compris la masse du disque), on fait tourner la simulation et on regarde à quoi ressemblerait ce disque. On utilise ensuite la méthode habituelle pour déduire la masse du disque à partir de l’image. Enfin, on compare la masse déduite des images à la masse utiliser pour générer le disque simulé, et on constate que ces deux masses sont différentes.

Il reste donc du travail à faire pour améliorer la façon dont on estime la masse des disques protoplanétaires.

Par ailleurs, on fait parfois l’hypothèse que pour chaque anneau sombre dans un disque protoplanétaire, il y a une planète en train de se former. Or les simulations réalisées par Camille Bergez-Casalou montrent que ce n’est pas nécessairement le cas. Pour éviter ce biais, il est utile d’observer un disque protoplanétaire à plusieurs longueurs d’onde afin de vraiment comprendre sa structure et en déduire la position des planètes en formation.

Vents magnétiques et disques de transition

On appelle disque de transition un disque protoplanétaire dans lequel il y a une cavité qui s’est formée autour de l'étoile. C’est quelque chose qu’on observe dans les images. Mais dans les simulations numériques avec que du gaz, on ne parvient pas à les expliquer. Notamment, les vents photoévaporés ne suffisent pas à créer ces cavités. Les effets magnéto-hydro-dynamiques sont une piste pour comprendre ces structures.