Interprétation des premières observations

2.2.3 Structure du disque et composition. . . 49 Disque de poussières . . . 50 Disque de gaz . . . 50 2.2.4 Paramétrisation du disque . . . 52 Structure verticale . . . 52 Structure radiale . . . 53 2.2.5 Formation des planètes . . . 53 2.2.6 Dissipation des disques . . . 54 2.3 Disques de débris . . . 55

2.3.1 Processus collisionnels. . . 57 2.3.2 Notre disque de débris . . . 58 2.3.3 Systèmes planétaires et disques de débris . . . 59

46 2.1. NAISSANCE DES ÉTOILES ET ÉVOLUTION DE LA MATIÈRE CIRCUMSTELLAIRE

2.1 Naissance des étoiles et évolution de la matière

circum-stellaire

Dans l’histoire des disques circumstellaires auxquels nous allons nous intéresser, tout commence lors de la formation des étoiles, dont voici les grandes lignes pour les étoiles

<3 M(voir par exempleShu et al. [1987] pour plus de détails). Les principales phases sont résumées dans la figure2.1.

Le milieu interstellaire regorge de nuages sombres, denses et froids, dont la masse est comprise entre 102et 107Mpour les nuages moléculaires géants. Lorsque perturbé, par exemple par les ondes de choc d’une supernova voisine, le nuage s’effondre gravi-tationnellement sur lui-même. La pression et la température dans le cœur pré-stellaire augmentent, et la taille de l’objet diminue pour former une protoétoile. On ne parlera vé-ritablement d’étoile que lorsque les réactions de fusion de l’hydrogène s’enclencheront, au bout de quelques millions d’années pour les étoiles de masse solaire.

Revenons au stade de proto-étoile : le cœur proto-stellaire accrète de la matière depuis l’enveloppe de gaz et de poussières, ce qui amplifie la rotation du nuage par conservation du moment cinétique, et provoque la formation d’un disque autour de la proto-étoile. La masse de l’objet central augmente et se contracte sous l’influence de la force de gravita-tion. Cela entraîne une augmentation du moment cinétique au niveau de l’étoile, qui est évacué sous forme de deux jets bipolaires. La phase proto-étoile est usuellement séparée en deux classes, selon la masse relative de l’étoile et de l’enveloppe : tant que la masse de l’enveloppe est supérieure à celle de l’étoile, l’objet fait partie de la classe 0. Lorsque la masse de l’étoile devient supérieure à celle de son enveloppe, le système bascule dans la classe I. Une enveloppe résiduelle subsiste mais la majorité de la matière est contenue sous la forme de disque.

Après∼1 million d’années d’évolution, l’enveloppe a quasiment disparu, ce qui rend le rayonnement de l’étoile visible : le système est qualifié de classe II. L’étoile a quasi-ment atteint sa masse définitive et est entourée d’un disque massif de gaz et de poussières dans lequel se forment les planètes, appelé par conséquent disque proto-planétaire. Cette phase est aussi appelée T-Tauri (CTTS pour “Classical T-Tauri Star”) ou Herbig pour les étoiles≥2 M, en référence aux premières découvertes de ces objets (voir section2.2.1).

Enfin, le disque proto-planétaire se dissipe et le système est qualifié de classe III ou WTTS pour “Weak line T-Tauri Star”, à cause de l’observation de raies étroites de H_α en particulier, qui indiquent que l’étoile n’accrète plus de matière. Au-delà, l’étoile n’est plus entourée que d’un disque de débris, où la poussière est produite par collisions des grains et planétésimaux.

2.2 Les disques proto-planétaires

Deux caractéristiques des systèmes planétaires permettent de situer la formation des planètes au cours de la phase de disque proto-planétaire : 1 – les planètes orbitent dans un même plan autour du Soleil, ce qui suggère que les planètes se sont formées dans un environnement globalement “plat” ; 2 – les planètes géantes sont principalement compo-sées de gaz, elles ont donc été formées avant que le gaz ne se dissipe. La compréhension

CHAPITRE 2. DE NATURA DISCUM 47 Formation�d'une�étoile�par�effondrement�gravitationnel� d'un�nuage�de�gaz�et�de�poussière.�L'étoile�reste� enfouie,�seul�le�rayonnement�thermique�de�la� poussière�est�visible. La�rotation�du�nuage�entraîne�son�aplatissement,�et�le� moment�angulaire�est�évacué�sous�forme�de�jets�qui� ouvrent�l'enveloppe�:�le�rayonnement�de�l'étoile� devient�visible. Les�poussières�sédimentent�dans�le�plan�du�disque,� permettant�la�fomation�des�planètes.�Une�cavité� interne�se�forme�dans�le�disque�:�n'ayant�plus�de� poussières�dans�les�zones�internes�les�plus�chaudes,� l'émission�infrarouge�diminue. Le�disque�est�dépourvu�de�gaz,�les�poussières�sont� produites�par�les�collisions�des�corps�plus�gros� (disque�de�débris),�principalement�dans�les�zones� externes�et�froides�:�l'émission�du�disque�est�visible� dans�les�domaines�infrarouge�lointain�et�radio. Densité�de� flux� (Jy) ^Classe�III 0,1 1 10 100 λ�(μm) Etoile Disque�de� débris Densité�de� flux� (Jy) ^Classe�II 0,1 1 10 100 λ�(μm) Etoile Disque� proto-planétaire Densité�de� flux� (Jy) ^Classe�I 0,1 1 10 100 λ�(μm) Proto-étoile Enveloppe Densité�de� flux� (Jy) Classe�0 0,1 1 10 100 λ�(μm) Enveloppe

FIGURE2.1 – Représentation des différentes phases d’évolution de la matière circumstellaire. Pour chaque étape, la densité spectrale d’énergie de l’objet est illustrée (d’après la description deShu et al.[1987]).

des mécanismes en jeu dans ces disques est donc essentielle pour aborder la formation des systèmes planétaires, et par anthropocentrisme, l’origine du système solaire.

2.2.1 Interprétation des premières observations

Les premières observations des disques proto-planétaires remontent au milieu du siècle dernier, lorsqueJoy [1945] a identifié des étoiles variables présentant des carac-téristiques différentes des autres, notamment de fortes variations de luminosité et la pré-sence de nébulosités brillantes ou sombres autour de ces étoiles. Il a appelé ces objets étoiles de type T-Tauri, faisant référence à l’étoile la plus brillante des 11 sources qu’il a identifiées. Des critères similaires ont été utilisés parHerbig[1960] pour classer les objets autour des étoiles de type spectral A et B.Ambartsumian[1947] identifia que les nébu-losités des étoiles T-Tauri pouvaient avoir un lien avec la naissance des étoiles. Une fois acquise l’origine primordiale des T-Tauri et étoiles de Herbig, l’application des modèles de disques d’accrétion deShakura and Sunyaev[1973] etLynden-Bell and Pringle[1974] (initalement élaborés pour les disques d’accrétion autour de trous noirs) ont permis d’in-terpréter les propriétés des étoiles de type T-Tauri et Herbig et de leur environnement. Les nombreuses observations leur donneront par la suite raison, à commencer par la détec-tion de lumière polarisée autour de plusieurs étoiles, interprétée parElsasser and Staude [1978] comme provenant d’une structure non sphérique et pouvant être un disque.

48 2.2. LES DISQUES PROTO-PLANÉTAIRES vsys Transition�des� CO�autour� d'une�étoile�se� déplaçant�à�la� vitesse�v_sys Elargissement�gaussien� par�agitation�thermique�et� turbulence�:�émission�d'un� disque�i�=�0° vsys vsys vsys Décalage� Doppler�à� cause�de�la� rotation�du� disque.��i�=�30° Rout i�=�30°

FIGURE2.2 – Gauche : illustration de l’élargissement des raies par agitation moléculaire et turbu-lence, et rotation képlerienne d’un disque incliné. Droite : représentation des isovitesses projetées pour différentes fréquences ou vitesses d’observation v_obs. v_dest la vitesse projetée des particules situées au rayon externe du disque, matérialisé par l’ellipse. Image extraite de la thèse dePiétu [2004].