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Mise à jour le 4 Octobre 2018

 

CONFÉRENCE DÉBAT

« DYNAMIQUE DES SYSTÈMES PLANÉTAIRES,

SATELLITAIRES ET GALACTIQUES »

À L’ACADÉMIE DES SCIENCES INSTITUT DE FRANCE
25 Septembre 2018     23 Quai Conti Paris 75006

 

Photos : JPM pour l'ambiance (les photos avec plus de résolution peuvent m'être demandées directement)

 

La séance a été filmée en vidéo et sera disponible sur le site de l’Institut. Et aussi :

La session complète sur YouTube : https://youtu.be/vJZxK6rnuvg

 

 

 

BREF COMPTE RENDU

 

 

 

La grande salle des séances de l’Académie pour cet évènement exceptionnel.

 

Un prestigieux programme.

 

 

 

Plan du colloque.

 

1.     Ouverture de la séance et Introduction par Sébastien Candel et Alessandro Morbidelli.

2.    L'origine dynamique du système solaire et des exoplanètes par Sean Raymond

3.    Gaia et la dynamique de la Voie Lactée par Paola Di Matteo

4.    L'origine et l’évolution des systèmes des satellites par Sébastien Charnoz

5.    Dynamique dans l’environnement du centre galactique par Guy Perrin

 

 

La dynamique des disques, que ce soit pour les systèmes planétaires ou galactiques, présente beaucoup de similarités, étant des ensembles de corps en rotation régis par la gravité. Leur évolution est fortement influencée par des phénomènes de résonance, et de migration radiale associée. Pourtant il y a aussi beaucoup de différences, les disques galactiques étant plus soumis à leur propre auto-gravité, et le degré de dissipation par collisions, ou l’hydrodynamique du gaz étant très variable. Dans cette conférence, seront exposés les résultats récents sur la formation des planètes et systèmes planétaires, à la fois le système solaire et les systèmes extra-solaires, ainsi que des satellites naturels, qui constituent des véritables systèmes planétaires en miniature. La comparaison sera faite avec les disques galactiques, notamment celui de la Voie Lactée et les résultats tout nouveaux du satellite GAIA, de même du disque d’étoiles dans le noyau de la Voie lactée, autour du trou noir super-massif et les résultats de l’instrument Gravity du VLT(Very Large Telescope) de l’European Southern Observatory (ESO).

 

Une remarque, toutes les présentations étaient brillantes et très intéressantes, mais sont passées comme souvent trop vite.

La prise de notes était difficile, il faudra se reporter aux présentations mises en ligne avec la vidéo de l’évènement pour avoir plus de détails.

 

 

 

1 OUVERTURE ET INTRODUCTION PAR S CANDEL ET A MORBIDELLI.

 

 

Sébastien Candel est Président de l’Académie des Sciences, pour la période 2017-2018.

Professeur des universités émérite à CentraleSupélec (Université Paris-Saclay), membre honoraire de l'Institut Universitaire de France, Il est membre de l’Académie des sciences depuis 2011 Il a principalement travaillé dans les domaines de la combustion et de l’aéroacoustique.

 

Ses recherches au laboratoire Énergétique Moléculaire et Macroscopique, Combustion (EM2C, CNRS) ont notamment porté sur la dynamique de la combustion.

 

 

 

 

 

Alessandro Morbidelli est de l’Observatoire de Nice (OCA).

Il consacre sa recherche à la compréhension de la formation du système solaire et des systèmes planétaires en général et cela depuis l’évolution des disques proto-planétaires, la formation des premiers embryons solides au sein de ces disques, jusqu’à l’évolution de notre système solaire actuel et des exoplanètes.

En mai 2005, Alessandro Morbidelli et ses collimateurs mettent au point un modèle décrivant l’évolution tardive du système solaire.

 

Ce nouveau modèle (dit“de Nice”) a profondément marqué la communauté travaillant dans ce domaine et est devenu une référence incontournable pour les scénarios de formation du système solaire. Ses travaux ont été reconnus par le Grand Prix Lépine de la Ville de Nice, le prix Harold Clayton Urey de l’American Astronomical Society, le prix Prix Mergier-Bourdeix de l’Académie des sciences.

Il est par ailleurs membre de l’Académie royale de Belgique

 

Alessandro en introduction établit le parallèle entre les systèmes planétaires et les systèmes galactiques.

Il fait remarquer qu’aujourd’hui l’astronomie fait appel de plus en plus souvent aux simulations numériques.

 

 

 

Signalons aussi que Jacques Laskar, Anne Marie Lagrange, Daniel Rouan et François Combes ont aussi participé à l’organisation de ce superbe colloque.

 

 

 

 

 

 

 

2 L'ORIGINE DYNAMIQUE DU SYSTÈME SOLAIRE ET DES EXOPLANÈTES PAR SEAN RAYMOND

 

Sean Raymond est du Laboratoire d’Astrophysique de Bordeaux.

 

Il est américain, a fait ses études aux Etats-Unis et sa thèse à l’université de Washington à Seattle.

Ses travaux portent principalement sur la formation des planètes et l’évolution de leurs orbites. Il utilise des simulations numériques pour étudier l’origine du système solaire et des systèmes exoplanétaires.

 

Il a également participé à la découverte d’exoplanètes, notamment de deux systèmes comprenant des planètes de la taille de la terre dans la zone dite "habitable" de leur étoile.

 

Je signale qu’il parle parfaitement le français.

 

 

 

Voici ce qu’il en disait en préambule :

 

 

 

Il existe une diversité étonnante de systèmes planétaires. L'étude statistique des exoplanètes démontre que le système solaire est rare (environ 1 sur 1000). Mais pourquoi est-il si différent ? Environ la moitié des étoiles dans la galaxie hébergent des super-terres, des planètes de taille comprise entre celle de la terre et de Neptune avec des distances orbitales inférieures à la distance Soleil-Mercure. On peut s'interroger sur l'absence de telles super-Terres autour du Soleil. Dix pourcents des "Soleils" possèdent des planètes géantes comme Jupiter, mais la majorité de celles-ci ont des orbites beaucoup plus excentriques que celle de notre Jupiter. L’architecture des systèmes planétaires est déterminée lors de leur formation dans des disques de gaz et de poussière autour de jeunes étoiles. Les modèles révèlent deux ingrédients essentiels : la migration et l’instabilité orbitale.

Dans cette conférence je présenterai les bifurcations qui déterminent la diversité des systèmes planétaires, ainsi qu’une série d’évènements qui peut expliquer la formation du système solaire dans un contexte galactique.

 

 

 

La présentation démarre avec la répartition des diverses exoplanètes en fonction de leur taille et distance à leur étoile.

 

Hormis les Jupiters on s’aperçoit qu’il y a beaucoup de super Terres chaudes qui n’existent pas dans notre Système Solaire.

 

À partir d’une étoile type Soleil, on voit les diverses routes prises pour aboutir à des systèmes planétaires.

 

Il semblerait que 10% seulement aboutirait à des systèmes comme le nôtre.

 

 

 

 

 

 

Sean propose un modèle de formation planétaire basé sur les derniers développements connus que j’ai résumé sur ces schémas mis bout à bout.

 

 

Tout commence par un disque proto planétaire composé de 99% de gaz et 1% de poussières.

 

 

 

 

 

Des planétésimaux se forment, de type rocheux en deçà de la ligne des glaces (endroit à partir duquel l’eau ne peut plus exister sous forme liquide) et mixtes au-delà.

 

 

Puis des embryons planétaires se forment. Au-delà de la ligne de glace la formation est beaucoup plus efficace, ils sont très gros. Ils pourront, plus tard, migrer mais s’arrêteront au bord interne du disque.

 

Il y a évaporation du disque de gaz et des résonances peuvent se produire entre ces embryons planétaires. (Exemple le système Trappist-1). Ensuite les instabilités orbitales peuvent détruire les résonances.

 

 

Le jeune Jupiter grandit et accrète le gaz du disque.

Il creuse son sillon et nettoie tout sur son orbite. Il bloque ainsi la migration des autres.

 

 

 

 

Migration vers le centre.

Puis plus tard repart vers l’extérieur, c’est l’époque du Grand Tack (grand virement de bord)

 

 

 

Mais on remarque que les géantes gazeuses se forment rarement toutes seules, Saturne va apparaitre.

Les instabilités détruisent les petites planètes.

 

 

 

Jupiter aurait bloqué la formation de super Terres chaudes. Ces super Terres chaudes existent autour de 50% des étoiles de type Soleil. Sommes-nous une exception ? Comme elles se formeraient loin, on pense que Jupiter à bloqué leurs migrations vers l’intérieur.

 

 

 

Se pose alors aussi la question suivante : pourquoi notre Jupiter n’est-il pas un Jupiter chaud ?

 

 

Et aussi : pourquoi Mars est-elle si petite (1/10 masse Terre) par rapport à la Terre ?

Alors que dans beaucoup de simulations, on aboutit à une Mars de type Terre.

Quelque chose s’est produit qui a vidé la zone où se trouvait Mars et a rendu la matière première rare.

C’est probablement la migration de Jupiter qui en est la cause.

 

 

De nombreuses questions restent posées notamment :

·         Quelle est la structure des disques proto planétaires ?

·         Quelles sont les compositions des super Terres : roches ou glaces ?

·         Existe-t-il une corrélation entre les planètes géantes et les super Terres ?

 

 

POUR ALLER PLUS LOIN SUR CE SUJET :

 

 

Global models of Solar System formation (and super-Earths) par S Raymond et A Izidoro

 

Gas giant planets as dynamical barriers to inward-migrating super-Earths par A. Izidoro, S Raymond A Morbidelli et al…

 

Terrestrial planet formation constrained by Mars and the structure of the asteroid belt par les mêmes

 

Dynamical water delivery: how Earth and rocky exoplanets get wet par S Raymond

 

Challenges in planet formation par Alessandro Morbidelli et Sean N. Raymond

 

The Grand Tack model: a critical review par Alessandro Morbidelli et Sean N. Raymond

 

The Mars anomaly

 

Two phase, inward-then-outward migration of Jupiter and Saturn in the gaseous solar nebula par A. Pierens etS. N. Raymond

 

The Grand Tack par Kevin Walsh

 

The Grand Tack par Sean Raymond

 

Jupiter Descending  intéressant

 

Solar System Archaeology, Part I and Part II sur la formation du système solaire. Intéressant

 

Explications du Grand Tack dans cet ancien Astronews

 

Les publications de Sean Raymond.

 

 

 

 

 

Pour ceux qui veulent une explication plus consistante sur le Grand Tack , voici titré de Jupiter Descending et en anglais :

 

This figure combines the scenarios of Walsh et al. 2011 and Batygin & Laughlin 2015. 

 

Panel a shows the beginning of the Grand Tack at a system age of ~1-2 million years. The gas nebula is still present and accretion has progressed throughout the system, with several low-mass planets already formed on inner orbits and two gas giants growing in the “snow region” beyond 3 AU where water freezes. (Note: BL15 place Jupiter’s starting point at 6 AU.)

 

Panel b shows the maximum incursion of the two gas giants into the inner system, where they scatter planets and planetesimals as they establish an orbital resonance. Some of the original low-mass planets have already been engulfed by the Sun. In the outer system, two or more additional low-mass planets are growing interior to a massive planetesimal belt. 

 

Panel c shows the retreat of proto-Jupiter and proto-Saturn as their resonant orbits carry them back into the snow region, just as the gas nebula begins to dissipate.

 

 

 

Meanwhile, the planetesimals scattered inward by proto-Jupiter have already crowded all the original low-mass planets into the Sun, leaving a ring of colliding planetesimals and debris near the present orbit of the Earth.

 

Panel d shows the final stable configuration of the Solar System at an age of about 1 billion years. The collisional assembly of the four terrestrial planets has scattered residual debris into a “garbage orbit” beyond Mars, creating the ancestral Asteroid Belt, while the outward migration of Saturn has pushed Uranus and Neptune onto wide orbits, outside the scale of this diagram.

 

 

Les vidéos des simulations :

 

Simulation numérique de la migration d'une proto-planète:

L'étoile centrale, non représentée, est située au centre de la figure. La simulation a été réalisée sur une échelle de temps correspondant à 200 orbites. Le cercle en pointillés blancs représente l'orbite initiale et la masse de la proto-planète est égale à 40 fois celle de la Terre.

La vidéo par Fréderic Masset : http://www-star.qmul.ac.uk/~masset/movies/MOVIE2_small.mpg

 

 

Simulation de formation par Kevin Walsh : http://www.boulder.swri.edu/~kwalsh/Fred/GT-all.AVI

 

 

 

 

 

 

 

3 GAIA ET LA DYNAMIQUE DE LA VOIE LACTÉE PAR PAOLA DI MATTEO

 

Paola Di Matteo est astronome-adjoint à l’Observatoire de Paris.

Après avoir fait ses études en Italie, à l’université de Rome La Sapienza sur la dynamique des amas globulaires, elle a rejoint l’Observatoire de Paris où elle a travaillé sur les phénomènes de fusion de galaxies.

Ses travaux actuels portent sur les mécanismes dynamiques de redistribution des étoiles dans les disques de galaxies, comme la formation de barres ou la migration radiale, qu’elle étudie notamment à l’aide de simulations numériques.

L’étude de ces phénomènes a permis d’approfondir notre compréhension de la formation et de l’évolution de la Voie Lactée dans une série d’études publiées ces dernières années.

 

Voilà son introduction :

La mission astrométrique Gaia, lancée par l’Agence Spatiale Européenne en fin 2013, est en train de cartographier en 3D plus d’un milliard d’objets de notre Galaxie, avec une précision inégalée.

 

Pour la première fois, nous avons accès aux mouvements de plusieurs millions d’étoiles, bien au-delà du voisinage solaire, alors que jusqu’à présent ces mesures n’étaient possibles qu’à proximité de notre étoile, le Soleil.

 

 

 

Je présenterai les nombreuses premières découvertes de la mission Gaia, et en particulier la façon dont Gaia a permis de « peser » la Galaxie, de mesurer les mouvements d’ensemble des étoiles dans le disque, de mettre en évidence les traces fossiles de l’accrétion d’une galaxie satellite dans le halo de la Voie Lactée, il y a plusieurs milliards d’années, ou encore de révéler une multitude de courants stellaires, témoins de la destruction des amas d’étoiles et galaxies satellites par notre Galaxie.

 

On change d’échelle par rapport à la présentation précédente.

 

 

Distance du Soleil au centre galactique : 26.000al ou 8,5kpc. 4 bras spiraux. Au centre le bulbe et autour du disque un halo stellaire et des amas globulaires (concentrations très dense d’étoiles, la Voie Lactée : 150 amas approx).

L’environnement de notre Galaxie. La Voie Lactée et Andromède sont les plus massives du Groupe Local.

 

On sait aussi que les galaxies, dont la nôtre sont entourées d’un halo de matière noire nécessaire à leur stabilité.

 

 

Quelques rappels sur la Voie Lactée : galaxie spirale barrée, barre de 3,5kpc et orientée de 30° par rapport à la direction de la Galaxie. Diamètre approx 200.000 al.

 

 

L’Observatoire spatial GAIA a imagé de façon étonnante notre Galaxie, on voit ci-dessous un de ses plus beaux clichés.

 

 

Notre Galaxie en couleur vue par Gaia (ESA)

 

 

Pour étudier plus avant le mouvement des étoiles dans la Galaxie on a besoin de connaitre certains paramètres listés sur la slide ci-contre.

Comment accéder à ces informations : grâce à Gaia, la mission astrométrique de l’ESA, qui vient de publier son deuxième catalogue d’étoiles et dont nous avons informé longuement nos amis de cet évènement.

Ce catalogue contient la position et la luminosité de 1,692 milliards d’étoiles (chaque étoile a été mesurée plus de 200 fois !), ainsi que la parallaxe et le mouvement propre de 1,331 milliards d’étoiles. De même la couleur de plus de 1,3 milliards d’étoiles et la vitesse radiale de 7,2 millions d’étoiles. Ces données permettront l’élaboration d’une carte 3D de notre Galaxie.

 

 

 

 

Gaia a photographié une portion de notre Galaxie (apparait en rose et rouge) alors que le prédécesseur Hipparcos n’a pus cataloguer que la portion en vert.

 

Hipparcos avait catalogué (seulement !) 100.000 étoiles.

 

Depuis la publication du deuxième catalogue, plus de 200 articles scientifiques ont été publiés.

 

Quelques résultats prometteurs parmi ces articles.

 

 

 

 

 

Carte cinématique de la Galaxie.

Carte des vitesses radiales.

Slide tirée de la collaboration Gaia Katz et al 2018.

 

Cette carte a des structures : des étoiles vont ver l’extérieur (régions rouges) certaines vont vers l’intérieur (régions bleues).

Le Soleil (flèche) se trouve au milieu.

 

Comment expliquer ces divers mouvements : il semble bien que ce soit la présence de la barre centrale, il y a des régions de tension et de compression. Cela a été mis au jour à l’aide de simulations.

Il y a bien mouvement non axisymétrique des étoiles dans le disque.

Beaucoup d’informations contenues dans ces cartes.

 

 

 

 

 

 

 

 

 

Le deuxième résultat caractéristique :

 

 

Il y a des mouvements verticaux, comme des oscillations produites par le passage de la Galaxie satellite du Sagittaire au travers du disque.

 

 

Probablement dans un passé récent : 500Ma.

 

Cela a produit des trainées de marée (en couleur sur la slide).

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

Dernier point décrit aujourd’hui : les courants stellaires (stellar streams en anglais).

 

Notre Galaxie comporte plus d’une centaine d’amas globulaires, amas qui orbitent autour de la Galaxie. Lors de ces orbites certaines étoiles des amas s’échappent et par effet de marée sont attirées par le potentiel galactique. Mais il reste prisonnier de l’orbite de leur amas respectif.

 

En étudiant ces courants stellaires, on peut avoir des informations sur le potentiel galactique.

 

 

 

 

 

 

L’analyse des données de Gaia dévoile l’existence d’une dizaine de courants stellaires, issus de la désagrégation des amas globulaires proche de notre Galaxie.

Ce pourrait être une découverte fondamentale pour contraindre la distribution spatiale de la matière noire.

 

 

Le mouvement des étoiles dans notre Galaxie résulte de l’action de la barre et des bras spiraux, mais aussi des perturbations dues au passage de galaxies satellites.

Ces mouvements nous renseignent sur la distribution et la granularité de la matière sombre dans notre Galaxie.

 

 

POUR ALLER PLUS LOIN SUR CE SUJET :

 

 

Off the beaten path: Gaia reveals GD-1 stars outside of the main stream Adrian M. Price-Whelan, and Ana Bonaca

 

Clearing Up Stellar Streams with Gaia

 

Distinguishing between WDM and CDM by studying the gap power spectrum of stellar streams

 

Stellar Streams & The Nature of Dark Matter

 

Probing the nature of dark matter particles with stellar streams

 

Dark Matter in the Gaia Era

 

 

 

 

 

 

4 L'ORIGINE ET L’ÉVOLUTION DES SYSTÈMES DES SATELLITES PAR SÉBASTIEN CHARNOZ

 

 

De l’Institut de Physique du Globe de Paris (IPGP)

Les travaux de Sébastien Charnoz concernent la question de la formation des planètes mais aussi l’origine et l’évolution des anneaux et de satellites des planètes géantes.

 

Après une thèse soutenue en 2000, sous la direction d’André Brahic, il a intégré l’équipe d’imagerie de la mission Cassini.

 

Il a, au sein de cette équipe, étudié la dynamique des anneaux et des satellites de Saturne et développé de nouvelles théories concernant leur origine.

 

Sébastien Charnoz travaille aujourd’hui à l’Institut de Physique du Globe (IPGP) pour faire le lien entre la composition des météorites et les scénarios de formation des planètes.

 

Il fait aussi partie de la mission CHEOPS (ESA) pour étudier les exoplanètes en transit.

 

 

 

 

 

Son introduction :

 

Je vais parler des scénarios de formation des satellites des planètes. Contrairement à beaucoup d’idées reçues, les satellites des planètes géantes ne se forment pas nécessairement de la même manière que les planètes. Cela semble bien établit pour les satellites de Saturne, Uranus et Neptune.

Je comparerai les scénarios de formation des satellites des différentes planètes géantes et montrerai l’importance et le rôle crucial que jouent les anneaux. Un des grands résultats de la mission Cassini est qu’il existe un lien génétique fort entre anneaux et satellites et j’illustrerai cela par des données spatiales et des simulations numériques.

Ce type de modèle s’étend aujourd’hui à la formation de planètes autour de naines blanches et semble être un processus générique, révélé par la dynamique des anneaux de Saturne.

 

 

 

Il commence par un hommage à son professeur André Brahic que nous regrettons tous.

 

 

Le sujet traite de la dynamique des satellites « réguliers » du Système Solaire, c’est-à-dire des satellites qui orbitent dans le plan équatorial de la planète. Par opposition aux satellites irréguliers comme Triton qui ont certainement été capturé.

 

Plus d’une centaine de satellites répertoriés dans le Système Solaire, et chacun de ces objets est un monde en soi.

 

Ces satellites sont les derniers témoins de la formation planétaire.

 

 

 

 

 

Beaucoup de ces satellites donnent en fait des informations sur leur planète respective, comme la Lune qui donne une énorme quantité d’informations sur la Terre.

 

 

En vertical : la masse du satellite rapporté à la masse du corps principal

 

En horizontal : la distance rapportée au rayon du corps principal.

 

Et ceci pour différentes planètes.

 

Les systèmes de satellites autour des planètes géantes sont plus compacts (plus serrés) que le système solaire en général.

 

Ça rappelle aussi des systèmes d’exoplanètes.

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

La grande spécificité des satellites est qu’ils sont dominés par le phénomène de marées.

C’est l’effet d’attraction différentielle qui s’exerce sur le cops principal et sur le satellite.

Cela déforme le satellite ou un chauffage interne. La déformation de la planète est à un degré moindre, elle dissipe cette énergie (frottement dans le fond des océans) en ralentissant, comme la Terre par exemple..

 

 

 

 

Les effets induits par les marées.

 

Les systèmes de satellites évoluent beaucoup plus rapidement que les systèmes planétaires.

 

 

Les marées induisent des migrations de satellites et produisent de nombreuses résonances entre les satellites.

 

Comme pour Jupiter où il y a 3 grosses résonances entre satellites (voir figure).

De même pour Saturne 5 grosses résonances, Uranus 6 et Neptune 3.

 

Ces résonances vont induire dans l’intérieur de certains satellites par déformation mécanique (transformation d’énergie mécanique en énergie calorifique) une élévation de la température. Phénomène particulièrement sensible sur Encelade satellite de Saturne. Chauffage interne (6 GW on pense) si intense qu’Encelade émet d’énormes geysers dans l’espace.

 

 

Au cours du temps, Encelade s’éloignant de Saturne, traverse les autres résonances satellitaires et à chaque fois sa chaleur interne augmente, ce qui entretient ces geysers.

 

Les marées sont donc un facteur d’évolution très fort sur les satellites.

 

Elles font s’éloigner les satellites la plupart du temps, c’est-à-dire que la position des satellites que l’on voit aujourd’hui, n’est pas la position originelle.

Comme la Lune qui s’est formée à seulement 3 ou 4 rayons terrestres (la Terre tournait en 4 heures à l’époque) avant de s’éloigner.

 

 

Les mécanismes de formation.

 

On pensait que c’était comme pour les satellites, des mini systèmes planétaires, mais les effets de marée rendent cette formation beaucoup plus complexes et diverses.

On a plusieurs systèmes de formation concurrents.

 

 

Un des scénarios classiques pour les planètes géantes c’est la formation dans le disque circumplanétaire. Un tel disque se forme lors de la naissance de la planète géante.

 

C’est en fait la reproduction autour d’une planète géante du scénario de formation des planètes dans le Système Solaire.

Ce type de formation marche très bien pour Jupiter.

Le disque circumplanétaire va être alimenté par le disque protoplanétaire du Système Solaire. Des satellites vont se former et même migrer et être absorbés par Jupiter, jusqu’à ce que d’autres prennent leur place.

Ce système ne semble pas marcher pour les 3 autres planètes géants, leurs disques circumplanétaires n’étant probablement pas assez importants.

 

 

 

 

 

 

 

Un autre type de scénario, plutôt pour Saturne, Uranus et Neptune, ce serait les anneaux eux-mêmes qui auraient formé les satellites.

 

On voit ici les 4 planètes géantes et leurs satellites.

 

On remarque que les masses des satellites augmentent avec la distance aux anneaux.

 

Il semble bien qu’il y ait une relation avec les anneaux.

 

On se rappelle cette notion : tous les disques astrophysiques ont tendance à s’étaler.

 

 

 

 

 

 

 

Le disque est bordé par la limite de Roche, limite en deçà de laquelle des gros corps ne peuvent pas se former à cause des effets de marées trop importants.

À la limite de Roche (rR), les forces de gravité sont égales aux forces de marée.

L’idée est que lorsque l’anneau s’étale, la partie qui dépasse la limite de Roche, peut former ainsi un ou plusieurs petits satellites.

Ils finissent par sortir les uns et les autres, se rencontrent et finissent aussi par grandir. On remarque donc une accumulation de nombreux petits satellites près de la limite de Roche, ils viennent de se former.

Il existe une vidéo montrant cette évolution incluse dans l’article de l’INSU.

 

 

 

 

En conclusion, les satellites de Saturne sont nés dans les anneaux.

 

En poursuivant les simulations on s’aperçoit que ça marche aussi pour Uranus et Neptune. (Ne marche pas pour Jupiter)

 

 

Pour les planètes terrestres les satellites se seraient formés comme conséquences des impacts géants.

On remarque que les planètes terrestres ont tendance à former un gros satellite et les planètes géantes une myriade de petits satellites.

 

Les satellites des planètes terrestres se seraient formé lors d’impacts géants lors de la phase finale de la formation des planètes.

 

Phobos serait aussi le résulta d’un impact géant sur le proto Mars ; un disque se crée après l’impact. Après simulation, on s’aperçoit qu’en fait plusieurs petits satellites sont créés mais beaucoup sont absorbés par Mars. À la fin il ne reste que Phobos et Deimos.

 

 

 

 

Conclusions.

 

·         Les systèmes de satellites sont activés par les marées et les interactions mutuelles

·         Ils évoluent rapidement

·         Très grande diversité de formation

·         Les lunes des planètes terrestres sont formées par les impacts géants

·         Pour les planètes géantes, les anneaux jouent un rôle fondamental

·         Les lunes seraient plus jeunes que leurs planètes.

 

 

 

En clin d’œil final : le modèle de formation de satellite dans les anneaux (ici de Saturne) avec Peggy au bord de l’anneau A qui n’existait pas il y a 10 ans.

 

Il semble que ce soit une découverte faite par hasard.

 

 

 

 

Cet objet se détacherait dans quelques années de l’anneau.

 

 

 

Crédit : Carl D. Murray et al.

 

 

 

 

 

 

 

POUR ALLER PLUS LOIN SUR CE SUJET :

 

 

Satellite formation from rings Vidéo par A Crida à l’IAP

 

Formation of Regular Satellites from Ancient Massive Rings in the solar system par S Charnoz et A Crida

 

S. Charnoz's research while affiliated with Paris Diderot University and other places

 

Orbital resonances of the Galilean moons of Jupiter

 

Orbital resonances.

 

How do the tides slow the earth’s rotation?

 

Les marées par l’Université de l’Ohio.

 

Des anneaux planétaires seraient à l’origine des satellites du système solaire

 

Cassini Took One Last Look at a Mysterious Glitch in Saturn's Rings Before It Died

 

Un impact géant : le mystère de l'origine des lunes de Mars enfin percé

 

Formation of Phobos and Deimos via a giant impact

 

On the Impact Origin of Phobos and Deimos. I. Thermodynamic and Physical Aspects

 

On the Impact Origin of Phobos and Deimos II: True Polar Wander and Disk Evolution

 

On the impact origin of Phobos and Deimos III: resulting composition from different impactors

 

Comprendre la formation des satellites de Mars par S Charnoz

 

La limite de Roche par le CRAL de Lyon.

 

 

 

 

 

 

 

 

5 DYNAMIQUE DANS L’ENVIRONNEMENT DU CENTRE GALACTIQUE PAR GUY PERRIN

 

 

 

 

Guy Perrin, né à Saint-Étienne en 1968 est ancien élève de l’École polytechnique et docteur en astrophysique et techniques spatiales de l’université Paris 7.

Il est spécialiste de haute résolution angulaire.

Il a dirigé l’équipe OHANA qui a démontré la recombinaison de télescopes optiques par fibres monomodes.

 

Il est le responsable de la contribution française à l’instrument Gravity dont l’objectif phare est l’étude du trou noir super massif au centre de la Galaxie et les tests de la relativité générale en champ fort.

 

Il est Directeur adjoint scientifique chargé de l’astronomie au CNRS/INSU.

 

 

 

 

 

 

Son introduction :

 

La source radio Sagittarius A* a été détectée au centre galactique au début des années soixante-dix.

L’hypothèse d’un trou noir super massif a rapidement émergé sans qu’une preuve formelle ne puisse être apportée. La masse de Sgr A* est estimée à partir des mouvements du gaz et des étoiles dans son environnement.

L’estimation la plus précise, environ 4 millions de masses solaires, est donnée par la mesure des orbites des étoiles les plus proches, l’amas S d’étoiles jeunes. L’étoile S2 passe au plus près avec un péricentre à seulement 125 unités astronomiques de Sgr A*.

Lors de son passage récent au péricentre, la vitesse de S2 a atteint 2,7% de celle de la lumière. Un test de la relativité générale a pu être réalisé avec les instruments Gravity et Sinfoni.

Les orbites des autres membres de l’amas des étoiles S sont régulièrement mesurées et d’autres étoiles plus faibles et plus proches sont recherchées avec Gravity. L’existence même de cet amas si près de Sgr A* pose question.

À plus grande distance, les autres étoiles connues sont des populations d’étoiles massives évoluées. Je discuterai la dynamique des étoiles au centre galactique et présenterai les derniers résultats obtenus.

 

 

On retrouve au centre de notre Galaxie quand on l’étudie, une forme de galaxie spirale comme on le voit sur cette image.  Et sur la slide ci-contre.

C’est probablement un hasard.

 

Les populations de gaz et de poussières s’arrangent dans un disque circumnucléaire de l’ordre de quelques pc.

 

Plus au centre, les populations d’étoiles sont ordonnées sous forme de deux disques, à moins d’un parsec.

 

On y trouve surtout des étoiles massives ou même très massives (de type Wolf Rayet).

 

 

 

 

 

Encore plus au centre, une cinquantaine d’étoiles massives.

 

Tout au centre, très probablement le trou noir super massif.

 

Comment peut-on observer de tels objets ?

Avec une optique adaptative (turbulence atmosphérique) en infra rouge (pour pénétrer les poussières).

 

L’optique adaptative montée sur les télescopes du VLT : NACO.

 

Grâce à l’optique adaptative on peut distinguer les étoiles de l’amas central et en déduire des informations sur l’objet autour duquel elles tournent.

 

On peut voir sur cette vidéo de l'ESO le mouvement de ces étoiles autour du TN central.

Une autre vidéo.

La mieux : https://webhome.weizmann.ac.il/home/tal/pp/GCOrbits2003.gif

 

 

 

On s’intéresse particulièrement à une étoile (S2) proche du centre, dont l’orbite est relativiste. (sa vitesse est par moment quelques % de la vitesse de la lumière et donc que les effets relativistes se font sentir)

 

Elle nous a fourni une estimation assez précise de la masse centrale : approx 4 millions de masses solaires.

 

On reconstitue aussi les orbites de toutes les étoiles centrales, ceci permettant de confirme la masse centrale.

 

 

 

 

 

 

Pour aller plus loin et pour avoir plus de précision sur le centre galactique, et la population d’étoiles centrales, il faut augmenter la résolution angulaire.

Pour étudier par exemple l’effet relativiste sur les orbites ou pour comprendre la nature de ces étoiles, il faut une résolution de la milliseconde d’angle (mas).

 

Maintenant si on veut établir la preuve que l’objet central est un trou noir massif (on doit atteindre l’échelle du rayon de Schwarzschild) et comprendre la nature des sursauts, il faut alors une résolution d’une dizaine de microsecondes d’angle.

 

 

La solution : augmenter la taille de l’appareil, en montant plusieurs télescopes en interféromètre.

 

Plusieurs télescopes sont ainsi reliés et la distance angulaire est liée à la plus grande distance entre les télescopes.

C’est ce que l’on a fait au VLT en combinant les 4 télescopes principaux de 8m (UT) et les 4 télescopes complémentaires (AT) pour l’astrométrie de très haute précision.

La base obtenue est de 140m menant à une résolution angulaire de 4 mas.

C’est la base de l’instrument Gravity.

 

En encadré le recombinateur (Beam Combiner en anglais) qui combine les signaux des télescopes.

Crédit photo : MPE.

 

 

 

Gravity est un consortium international.

 

 

 

 

 

 

Avec Gravity on peut faire maintenant des images du centre galactique,

 

Image de S2 avec Gravity

 

On cherche aussi d’autres étoiles plus près de SgrA*, mais pour le moment on n’en a pas trouvé.

(La théorie en prévoit quelques-unes)

 

On continue à chercher.

 

 

 

 

 

 

 

 

On s’était dépêché de fabriquer cet instrument pour être prêt quand ce sera le moment ou S2 sera au plus près de SgrA*, c’est-à-dire du 19 Mai 2018.

On voulait absolument mesure le décalage gravitationnel vers le rouge dû à la présence de l’objet massif central.

 

Cela a effectivement été mesuré, Einstein a encore raison.

Cela a donné lieu à des mesures et à des rapports.

Nous en avions aussi parlé dans cet astronews du 11 Aout 2018.

 

Au moment ou S2 passe au plus près, on devrait avoir un excès d’un décalage vers le rouge, ce qui a été constaté.

On voit à gauche l’orbite de S2, les petits carrés verts sont les mesures dues à Gravity.

À droite en bas un zoom de la zone près du périgée.

À droite en haut, l’effet sur les vitesses radiales.

 

 

 

Une autre image HR de l’orbite de S2.

 

 

 

 

 

 

 

La théorie einsteinienne de la Relativité Générale est validée fortement, et la gravité newtonienne est exclue à 11 sigmas !

 

 

 

Un deuxième résultat, on sait depuis 2003, que des sursauts IR  se produisent au centre, dus probablement à des phénomènes énergétiques .

Ces sursauts (flares en anglais) proviennent de l’environnement du TN, peut-être du disque d’accrétion ou des jets.

Ces sursauts sont en tous cas un magnifique outil pour l’exploration du TN.

 

On peut voir une vidéo de ces sursauts en petit format, je n’ai pas trouvé la haute résolution.

 

On y voit les sursauts de luminosité (très brillants) de S2. Période approx 20 à 40 minutes.

 

 

 

 

 

 

Des sursauts ont été observés les 27 Mai 22 et 28 Juillet 2018.

 

C’est aussi un moyen d’étudier la Relativité Générale.

 

Un article est en préparation (draft) avec le titre suivant : Detection of orbital motions near the last stable circular orbit of the massive black hole Sgr A*

 

 

Et ensuite ? On voudrait mesurer la précession relativiste de S2. On voudrait aussi améliorer encore la qualité des mesures.

 

 

Une question parmi les nombreuses posées : est-on sûr que c’est un TN ?

On ne voit pas bien ce que cela pourrait être d’autre, une étoile bosonique peut-être ?

NdlR : C’est une étoile encore plus compacte qu’une étoile à neutrons, et contrairement au trou noir, elle n’aurait pas d’horizon des évènements, son existence est hypothétique.

 

 

POUR ALLER PLUS LOIN SUR CE SUJET :

 

 

GRAVITY Première science Journée 2018 OCA/Collège de France présentation pdf par Guy Perrin

 

L’exploration du trou noir au centre de la galaxie avec Gravity par Guy Perrin

 

The Galactic Center Massive Black Hole and Nuclear Star Cluster

 

Des étoiles trop jeunes à proximité de Sgr A*

 

GRAVITY : Observation de Sgr A* par interférométrie infrarouge par Guy Perrin

 

GRAVITY Studying the supermassive black hole at the center of the Galaxy Rencontres de Moriond 2011

 

Gravity : un nouvel instrument pour étudier les trous noirs de Futura Sciences

 

Detection of the gravitational redshift in the orbit of the star S2 near the Galactic centre massive black hole

Ou en pdf.

 

Tracking Stars Orbiting the Milky Way's Central Black Hole

 

Distinguishing Boson Stars from Black Holes and Neutron Stars from Tidal Interactions in Inspiraling Binary Systems

 

Secrets Of The Strange Stars That Circle Our Supermassive Black Hole

 

Gaia's surprising discoveries – part 1   scrutinising the milky way par l’ESA

 

 

 

 

 

Stars orbiting galactic center video du Keck/UCLA

 

First Successful Test of Einstein’s General Relativity Near Supermassive Black Hole video de l’ESO

 

 

 

 

 

 

 

 

Bref une superbe après-midi très enrichissante.

 

L’Institut est parsemé de cadrans solaires, en voici un près de l’entrée

La grande salle des séances est extraordinaire à voir, ici un détail du plafond.

 

 

 

 

Jean Pierre Martin .Président de la Commission de Cosmologie de la SAF.

www.planetastronomy.com

 

 

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