de faible densit´e, ainsi que l’espacement de ∼ 80 UA s´eparant les deux anneaux, et le
d´ecalage du disque par rapport `a l’´etoile centrale (d´etect´ee `a ∼2σ).
`
A partir de ces donn´ees, il sera possible d’´etudier la dynamique de HD 141569 via des
simulations N-corps — avec une connaissance pr´ecise de la structure des corps parents.
Alternativement, on pourra utiliser un code hydrodynamique pour ´etudier l’interaction
poussi`ere-gaz. Grace `a ProDiMo (voir Sec. 3.1) et `a partir de la mesure des raies de CO,
de OI et de CII, il sera possible d’´etudier le contenu du disque de gaz, un probl`eme en
grande partie d´eg´en´er´e qui n´ecessite des connaissances sur les propri´et´es de la poussi`ere.
Ainsi, les performances sans pr´ec´edents d’ALMA permettront bientˆot de combler l’´ecart
entre les simulations de syst`emes plan´etaires et leur observation.
Figure6.4: Gauche :Carte de l’´emission en
12CO 2-1 de HD 141569 obtenue avec
l’interf´ero-m`etre du Plateau de Bure superpos´ee `a une image coronagraphique HST/STIS. Les contours
bleus et rouges repr´esentent V
helio= -5.27 et -10.10 km/s, respectivement. Droite : Carte
de contour de l’intensit´e int´egr´ee en CO 2-1 superpos´ee `a l’image STIS. 1
′′correspond `a 100
UA.
6.2.3 La n´ecessit´e de codes dynamiques collisionnels
Au del`a de ces projets de recherche `a court terme, l’´etude et en particulier la
mod´elisa-tion des disques de d´ebris devra faire appel `a des perspectives plus vastes. Les int´egrateurs
N-corps tels que SWIFT permettent aujourd’hui d’´etudier l’´evolution de syst`emes
plan´e-taires sur des ´echelles de temps suffisamment longues moyennant des temp de calculs
abordables. Ils sont tr`es pr´ecis et performants lorsqu’il s’agit de simuler la dynamique de
plan`etes et de plan´et´esimaux, par exemple dans le cas du Syst`eme Solaire, mais trouvent
leur limite lorsqu’ils doivent ˆetre compar´es aux observations de disques de poussi`eres.
En effet ceux-ci sont non seulement soumis `a leur dynamique sp´ecifique, mais leur profil
est aussi fortement d´ependant des processus collisionnels `a l’œuvre. Ces derniers peuvent
ˆetre abord´es s´epar´ement par des approches de type particle-in-a-box pour r´esoudre leur
´evolution collisionnelle, en particulier les tailles de grains. A moyen terme, on peut
es-compter que de nouveaux codes prenant en compte `a la fois la dynamique et les collisions
pourront ˆetre utilis´es de mani`ere courante. Diff´erentes approches compl´ementaires sont
actuellement en d´eveloppement.
Je citerai tout d’abord le nouveau code statistique de R. van Lieshout et al., qui utilise
l’approche cin´etique du groupe de Jena (A. Krivov, T. L¨ohne) et permet de suivre la
distribution de particules dans l’espace des orbites et des masses sous l’effet simultan´e des
collisions, de la dynamique et de la sublimation. Il se limite cependant `a de la symm´etrie
sph´erique et ne permet pas d’´etudier l’impact de plan`etes. Des approches comme celle mise
en œuvre par le code CGA de Stark & Kuchner (2008) et le code DyCoSS de Thebault
et al. (2012) permettent de simuler des disques de poussi`ere et les structures engendr´ees
par un perturbateur, mais elles se limitent `a un r´egime d’´equilibre et traitent grossi`erement
les collisions.
Des codes de nouvelle g´en´eration permettront bientˆot d’aborder le probl`eme dans toute
sa complexit´e, ce qui n´ecessite des solutions pour suivre dynamiquement les innombrables
fragments produits `a l’issue de chaque collision. Le code LIDT-3D (Charnoz & Taillifet
2012), h´erit´e de mod`eles de disques circumplan´etaires, r´esout astucieusement cette
dif-ficult´e pour g´erer `a la fois la dynamique et les collisions. Son adaptation `a la physique
des disques de d´ebris promet d’adresser dans un futur proche des probl`emes physiques
complexes, comme la diffusion dynamique par des plan`etes, les instabilit´es ou encore les
impacts `a haute vitesse (code LIDT-DD, Q. Kral et al., en pr´eparation). Ces nouveaux
mod`eles seront n´ecessaires pour interpr´eter les futures observations de disques et
d’exo-plan`etes et r´evˆeler leur connexion.
6.3 Vers des syst`emes plan´etaires semblables au
Sys-t`eme Solaire
6.3.1 L’impact des disques de d´ebris sur la compr´ehension du
Syst`eme Solaire et de son histoire
En remontant plus loin vers le sommet de la cascade collisionnelle, nous devenons
capables d’observer l’activit´e dynamique et collisionnelle des syst`emes plan´etaires `a sa
source. Comme nous l’avons vu dans le cas de HD 181327, les syst`emes plan´etaires jeunes
sont potentiellement sujets `a un intense bombardement com´etaire dans leurs r´egions
in-ternes. Ce peut ˆetre l’indication que la formation des plan`etes rocheuses est toujours en
cours, ce qui est possible pendant les 100 premiers millions d’ann´ees. Ainsi il faut garder
`a l’esprit que la formation de la Lune des suites de la collision d’une plan`ete de la taille de
Mars avec la proto-Terre, n’a eu lieu que 42 millions d’ann´ees apr`es l’effondrement initial
du nuage de gaz qui a donn´e naissance au Soleil (Canup & Asphaug 2001; Stevenson
1987). Au del`a de quelques 20 `a 100 millions d’ann´ees comme dans le cas de Fomalhaut,
il faut voir les disques massifs que nous observons comme la preuve d’une intense
acti-vit´e dynamique, ´eventuellement comparable au Grand Bombardement Tardif du Syst`eme
Solaire.
En sus, les disques de d´ebris doivent ˆetre consid´er´es du point de vue de l’Exobiologie.
L’´emergence de la vie probablement survenue aux d´ebuts du Pr´ecambrien (-3.8 Ga) n’a
´et´e rendue possible qu’`a la suite du Grand Bombardement Tardif. Ant´erieurement `a cet
´episode d’intense bombardement ast´eroidal vers les plan`etes internes, la croute terrestre
ne pouvait d´efinitivement se solidifier du fait des impacts destructeurs, ceux-la mˆeme
qui ont en retour permis la formation de l’atmosph`ere et des oc´eans par leur apport en
compos´es volatils. Les suites de cette ´evˆenement marquent le d´ebut de l’Arch´een, `ere
g´eo-logique qui est aussi celle de l’apparition de la vie sur Terre. On pense que l’assemblage de
mol´ecules organiques complexes, peut-ˆetre issues de mol´ecules pr´ebiotiques apport´ees par
les com`etes (e.g. Taquet et al. 2011), a d´ebouch´e sur les premiers syst`emes vivants dans
les profondeurs des oc´eans. Au cours des temps g´eologiques, la biosph`ere a subi plusieurs
crises majeures : la plus r´ecente est la crise d’extinction Cr´etac´e-Pal´eoc`ene pour laquelle
on met en cause principalement l’effet d’une collision destructrice avec un ast´eroide. Le
LHB a d´epeupl´e les r´eservoirs d’ast´eroides et de com`etes, avec pour cons´equence de limiter
de tels impacts destructeurs pour le restant de l’histoire de la Terre. Paradoxalement, ces
catastrophes ont d’un point de vue ´evolutionniste l’effet de faire exploser la biodiversit´e en
encourageant la course vers la complexit´e. Il conviendrait donc de consid´erer les disques de
d´ebris comme un crit`ere d’habitabilit´e, encore insuffisamment d´elimit´e `a l’heure actuelle.
6.3.2 Futurs progr`es observationnels
Nous l’avons vu au cours des deux derniers chapitres, l’interf´erom´etrie optique permet
d’acc´eder aux r´egions les plus internes des syst`emes plan´etaires. Les programmes
d’obser-vations men´es actuellement avec PIONIER et FLUOR permettront `a terme de recenser
la pr´esence de poussi`eres chaudes dans l’environnement des ´etoiles proches jusqu’`a une
sensibilit´e de 0.5%. N´eanmoins ces exozodis, souvent situ´es proches de la limite de
subli-mation des grains, demeurent bien diff´erents du Nuage Zodiacal ou encore de la Ceinture
d’Ast´ero¨ıdes. Le seul instrument pr´evu `a court terme qui permettra d’explorer les exozodis
dans la zone habitable des ´etoiles proches est le LBTI, un imageur en infrarouge thermique
(bandes L, M, N) et interf´erom`etre annulant compos´e de deux miroirs de 8.4 m`etres. Il
permettra d’atteindre un niveau de 10 fois le disque Zodiacal pour des poussi`eres `a 300
K.
Du cˆot´e de l’imagerie, c’est bientˆot vers les nouveaux intruments SPHERE et GPI,
exploitant des optiques adaptatives extrˆemes dans le proche-infrarouge, qu’il faudra
comp-ter. Ils permettront tous deux l’imagerie diff´erentielle de disques et de plan`etes, mais aussi
des observations spectroscopiques et de la polarim´etrie (qui apportent des contraintes
sup-pl´ementaires fortes sur les grains) `a haute dynamique. A plus long terme, le JWST et
l’E-ELT devriendront les successeurs respectifs du HST et du VLT. Avec son miroir segment´e
de 6.5 m`etres de diam`etre, le JWST sera ´equip´e de plusieurs instruments : un imageur
proche-infrarouge (NIRCam), un spectrographe proche infrarouge multi-objet (NIRSpec),
un spectro-imageur fonctionnant dans l’infrarouge moyen (5-27 µm, MIRI). L’E-ELT et
ses 39 m`etres de diam`etre, b´en´eficiant d’une optique adaptative qui repr´esente encore un
d´efi, pourra presque rivaliser en r´esolution avec les interf´erom`etres actuels. Les deux
t´e-lescopes permettront d’imager l’environnement des ´etoiles proches, notamment leur zone
habitable, avec un constraste in´egal´e.
Finalement, en quelques d´ecennie la science des syst`emes plan´etaires sera pass´ee du
stade de la d´ecouverte `a celui de l’exploration d´etaill´ee. Le foss´e qui s´epare encore
l’astro-physique observationnelle de la th´eorie commence `a se combler et les progr`es techniques
nous rapprochent sans cesse de l’objectif ultime de d´ecouvrir un syst`eme jumeau du
Sys-t`eme Solaire. On remarque d’ailleurs que, d’une part les simulations th´eoriques peuvent de
plus en plus ˆetre confront´ees directement `a des observations — notamment les structures
des disques, ou les plan`etes pr´edites — d’autre part les nouvelles techniques
observation-nelles doivent maintenant s’appuyer sur des mod`eles — par exemple pour ´eliminer les
artefacts des images de disques ou tester la viabilit´e des plan`etes d´etect´ees. Face `a
l’im-mense diversit´e relev´ee pour les syst`emes plan´etaires proches, le Syst`eme Solaire semble
revˆetir des charact´eristiques assez exceptionnelles, mais seul le futur proche nous
permet-tra d’´etablir sa place au sein de la multitude de r´ealisations de la formation plan´etaire qui
nous est donn´ee `a ´etudier.
Deep near-infrared interferometric
Dans le document
Observations et modélisation des systèmes planétaires autour des étoiles proches
(Page 178-182)