de grains piégés magnétiquement autour de leur étoile. Il pourra également tester l’influence du type stellaire, de la composition du grain et de l’intensité du champ magnétique sur les conditions de piégeage.
Cette étude offre une large perspective de recherche, avec une application à de nombreux cas de figure où le champ magnétique influence le comportement dyna-mique des grains de poussière, que ce soit à proximité d’une atmosphère stellaire ou autour d’une planète géante.
4.4 Perspectives de recherche
La dynamique de grains chargés peut être fortement affectée par la force de Lo-rentz dans des milieux magnétisés. Même le champ magnétique à grande échelle d’une étoile peut suffire à modifier la trajectoire des poussières. L’importance de la charge des grains n’a pas été regardée ici, et doit elle aussi influencer le comporte-ment de ces grains.
Les codes que j’ai développés permettent d’examiner cette influence. La dyna-mique d’un grain soumis à la force de Lorentz est complexe, et nécessite approxima-tions et analyse fine afin d’être décrite convenablement.
Le champ magnétique est de plus en plus souvent pris en compte dans l’évolu-tion des systèmes, que ce soit pour le couplage entre un disque protoplanétaire et son étoile (IP, KOPPet HU, 2004), la formation de planétésimaux par MRI (KATO,
FUJIMOTO et IDA, 2012) ou encore l’interaction de magnétosphères planétaires et
stellaires dans le cas de Jupiter chauds (BAI, 2017). Mon travail s’inscrit dans cette démarche de complexification des modèles, afin de prendre en compte le maximum d’effets dominants et de décrire au mieux toutes les configurations observées.
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Chapitre 5
Conclusions et perspectives
À la fin de ces trois années de recherche, il convient de faire le point sur nos avan-cées. Je vais ici résumer les résultats principaux de mes travaux, ainsi qu’évoquer les pistes de recherches qui mériteraient une étude future à partir des travaux que j’ai menés.
5.1 Conclusions
Mon travail a porté sur la modélisation numérique des poussières extrasolaires, en particulier sur l’étude de leur dynamique et également de leur émission pour pré-dire les signatures observationnelles. Pour cela, j’ai principalement développé deux codes en Python. Je me suis intéressé à l’origine dynamique de structures observées mais mal expliquées avec les modèles théoriques actuels. Je vais ici reprendre les conclusions que nous avons obtenues sur chacun des objets astrophysiques obser-vés, ainsi que les résultats généraux qui émergent de mon travail durant cette thèse.
5.1.1 AU Mic
Le disque de débris d’AU Mic présente des structures élevées au-dessus du plan moyen du disque, dont la forme est stable dans le temps sur une dizaine d’années et qui se déplacent à des vitesses excédant la vitesse de libération locale. J’ai cherché à connaître l’origine dynamique de ces arches, en supposant qu’elles proviennent toutes de la même source localisée dans l’espace et émettant épisodiquement (cha-pitre2).
Les structures situées dans la partie sud-est du disque peuvent avoir une origine commune. Nos modèles ne peuvent pas encore déterminer si la source est fixe par rapport à l’observateur ou si elle est en rotation autour de l’étoile. Cette source doit en revanche être plus interne que la ceinture de planétésimaux d’AU Mic, entre 7 et 25 UA. Les grains composant les arches doivent être particulièrement sensibles à la pression du vent stellaire. Notre conclusion est que ces arches doivent être compo-sées de grains nettement plus petits que le reste du disque visible. Si le corps parent est en orbite, de nouvelles structures à la dynamique similaire devraient être obser-vées dans la partie nord-ouest du disque. Ces structures devraient apparaître dans des temps comparables à la période orbitale de ce corps parent (45 ans à 10 UA). Les structures actuellement observées au nord-ouest sont plus difficilement associables à cette source commune au vu de leur dynamique et de leur morphologie.
Des poussières chargées en interaction avec le champ magnétique d’AU Mic pourraient expliquer l’élévation verticale des arches (section4.2). Il est possible que ces arches soient dues à un comportement collectif des grains, ce que mon code n’a pas testé et qui pourra faire l’objet d’une étude future.
122 Chapitre 5. Conclusions et perspectives
5.1.2 Exozodis
L’origine des poussières provoquant des excès de flux proche-infrarouge impor-tants autour d’environ 20% des étoiles du champ est encore mal connue.
Avec mon code d’évolution dynamique, nous avons pu voir que le processus d’accumulation consécutif à la migration par PR-drag n’est pas assez efficace. Cela conduit à une surestimation du flux en moyen infrarouge lorsqu’on essaye de repro-duire les niveaux de flux en proche infrarouge. Avec cet argument, nous excluons donc sans ambiguïté le scénario de PR-drag pour expliquer les excès proche infra-rouge associés à des limites de détection dans l’infrainfra-rouge moyen (chapitre3).
Le scénario que nous encourageons est l’apport cométaire. En relâchant la pous-sière directement dans la zone de sublimation, l’émission est concentrée dans le proche infrarouge sans la contribution des grains plus froids et plus gros dans l’in-frarouge moyen. Les niveaux de masse nécessaires pour expliquer les flux corres-pondent environ à une dizaine de comètes kilométriques autour de chaque étoile contribuant continuement.
La recherche des perturbateurs à l’origine de ces comètes, ou la détection des signatures de telles comètes serait une preuve essentielle à la validation de ce scé-nario. Il est probable qu’un seul mécanisme ne soit pas à l’origine de tous les ex-cès proche-infrarouge détectés, mais le scénario cométaire est suffisamment général pour expliquer une majorité d’entre eux. Les liens entre poussières internes chaudes et ceintures externes froides méritent d’être mieux étudiés.
5.1.3 Démarche générale
Au cours de cette thèse, je me suis attaché à utiliser au maximum les propriétés dynamiques des poussières afin de contraindre leurs propriétés physiques. Ce tra-vail a notamment porté sur l’influence de la force de pression radiative et de la force de pression du vent stellaire dans différents cas de figure, et sur l’effet que peut avoir la taille limite des grains imposée par de telles forces. Une autre force essentielle à laquelle je me suis intéressé est la force de Lorentz. Les travaux que j’ai menés dans ce domaine sont moins aboutis mais montrent que cette force n’est pas négligeable dans les cas de figure que j’ai évoqués (chapitre4).
Dans mon travail, j’ai essayé autant que possible de rapprocher observations et simulations. Cela passe par un traitement direct des observations, avec le moins de préformattage possible (un exemple est la possibilité d’inclure directement le spectre mesuré d’une étoile dans mon code du chapitre3) et une versatilité de mes codes, applicable à un maximum de systèmes différents. Rapprocher observation et simula-tion implique également de formatter les produits de mes codes comme des observa-tions synthétiques, des mesures brutes injectables dans des pipelines de réduction, ou des résultats de mesure facilement comparables.
Enfin dans tous nos modèles nous avons essayé de partir d’une configuration simple, testant les conditions dynamiques possibles pour reproduire les observa-tions avant de complexifier le modèle quand l’accord n’était pas suffisant. Le dé-veloppement des moyens numériques nous autorise aujourd’hui à modéliser des systèmes très étendus avec des pas de temps faibles. Cette résolution temporelle permet de prendre en compte de nombreux phénomènes physiques sans faire d’ap-proximations, afin d’observer toute la complexité qui peut émerger des modèles les plus simples. Mes codes exploitent cette simplicité. Cela nous permet de conserver des modèles simples et génériques (comme celui présenté chapitre 2, qui englobe