Les modèles de formation des planètes remis en cause par une protoétoile

Les modèles de formation des planètes remis en cause par une protoétoile

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En observant avec une très grande précision les changements physiques et chimiques se produisant dans le nuage moléculaire entourant une protoétoile, une équipe internationale d’astrophysiciens, intégrant deux chercheurs de l’Institut de planétologie et d’astrophysique de Grenoble (Ipag), remet en cause les modèles classiques de formation des planètes.

 

 

 
Selon le modèle géné­ra­le­ment admis, les étoiles se forment au sein de nébu­leuses qui sont de gigan­tesques nuages de gaz (essen­tiel­le­ment de l’hydrogène) et de pous­sières. Sous l’effet de la gra­vi­ta­tion, ces gaz et ces pous­sières se concentrent pour for­mer un cœur pro­tos­tel­laire, ou pro­toé­toile, tan­dis qu’autour on retrouve une enve­loppe et un disque d’accrétion. Ce disque a une taille d’environ 100 uni­tés astro­no­miques (1).
 
 
Schéma global de formation d'une étoile Credit American Scientist

Schéma glo­bal de for­ma­tion d’une étoile © American Scientist

C’est dans ce der­nier que se for­me­ront éven­tuel­le­ment les pla­nètes com­pa­gnons de l’étoile. La pro­toé­toile, sous l’effet de sa propre gra­vité, va se contrac­ter de plus en plus et donc s’échauffer. Parvenue à une cer­taine tem­pé­ra­ture cri­tique, la fusion ther­mo­nu­cléaire va pou­voir s’amorcer, trans­for­mant la pro­toé­toile en étoile.

 
 
Ce schéma glo­bal de la genèse stel­laire, qui fait consen­sus dans la com­mu­nauté scien­ti­fique des astro­phy­si­ciens, repose presque exclu­si­ve­ment sur des consi­dé­ra­tions théo­riques. On ne dis­po­sait jus­qu’ici que de très peu d’observations et de mesures « réelles ». Par consé­quent, les pro­ces­sus fins de for­ma­tion du disque, ainsi que les  chan­ge­ments chi­miques poten­tiel­le­ment asso­ciés, res­taient lar­ge­ment inex­plo­rés. Il était admis que la matière inter­stel­laire pro­ve­nant de l’enveloppe était appor­tée de façon conti­nue et régu­lière dans le disque.
 
 
Cecilia Ceccarelli Credit-IPAG

Cécilia Ceccarelli © Ipag

L’équipe inter­na­tio­nale ani­mée par le Dr Nami Sakai de l’Université de Tokyo et qui inclut deux cher­cheuses de l’Ipag, Cécilia Ceccarelli et Claudine Kahane, a mon­tré que les choses n’é­taient pas si simples. La for­ma­tion du disque s’accompagne de chan­ge­ments dras­tiques de la com­po­si­tion chi­mique de celui-ci. Dans ce tra­vail, les cher­cheurs se sont inté­res­sés à un objet céleste remar­quable, le “noyau de nuage molé­cu­laire” L1527, situé dans le nuage molé­cu­laire du Taureau, appar­te­nant lui-même à la constel­la­tion (2) du Taureau, à envi­ron 450 années-lumière (3) de la Terre.
 
Ces cher­cheurs ont uti­lisé pour leurs études un gigan­tesque radio inter­fé­ro­mètre (4), dénommé Alma (5), situé à 5000 m d’altitude dans le désert de Atacama au Chili. Cet appa­reil est actuel­le­ment le plus sen­sible et le plus per­for­mant au monde. Il pré­sente, dans les lon­gueurs d’onde mil­li­mé­triques et sub-mil­li­mé­triques (lon­gueur d’onde située entre l’infra-rouge et les ondes radio) une capa­cité de réso­lu­tion équi­va­lente à un téles­cope de 18,5 km de diamètre !
 
 
Constellation du Taureau-Crédit-David de Martin-Caltech

Constellation du Taureau © David de Martin-Caltech

 
Ces lon­gueurs d’onde sont par ailleurs les plus appro­priées pour étu­dier le rayon­ne­ment émis par ces nuages molé­cu­laires (nuages froids inter­si­dé­raux), ainsi que les toutes pre­mières galaxies. L’analyse du rayon­ne­ment à ces lon­gueurs d’onde est par consé­quent la méthode de choix pour étu­dier les condi­tions phy­sico-chi­miques régnant dans les nuages molé­cu­laires, là où les étoiles naissent.
 
 
 
Le Radiotéléscope ALMA-Crédit ESO

Le Radiotélescope Alma © Eso

En se fon­dant sur les lois com­plexes de la méca­nique quan­tique et grâce à Alma, les cher­cheurs ont pu effec­tuer un cer­tain nombre de mesures des “lignes spec­trales” qui sont en fait de véri­table “mar­queurs” de l’évolution phy­sico-chi­mique de diverses molé­cules, par­ti­cu­liè­re­ment abon­dantes dans les nuages molé­cu­laires. Il s’agit notam­ment de molé­cules car­bo­nées de type c- C2H2 ou encore du monoxyde de soufre, SO.
Ces tra­vaux, d’une extrême com­plexité, ont per­mis d’avoir une bien meilleure com­pré­hen­sion des phé­no­mènes se dérou­lant au niveau du disque gazeux entou­rant la protoétoile.
 
 
1. A l’inverse de ce qui était géné­ra­le­ment admis, les molé­cules car­bo­nées men­tion­nées plus haut dis­pa­raissent presque com­plè­te­ment dans la phase gazeuse située dans un rayon de 100 AU autour de  la pro­toé­toile. Cette dis­tance cor­res­pond au rayon de la bar­rière cen­tri­fuge. C’est une région où une par­ti­cule issue de l’enveloppe ne peut plus conti­nuer à “tom­ber” à cause de la force cen­tri­fuge. Gravitation et force cen­tri­fuge s’équilibrent à cet endroit. Là, toute l’énergie ciné­tique de la par­ti­cule est conver­tie en éner­gie de rota­tion. Les par­ti­cules sont donc blo­quées dans la région supé­rieure de cette bar­rière cen­tri­fuge et une par­tie d’entre elles sera pro­gres­si­ve­ment trans­fé­rée au disque intérieur.
 
2. Ce résul­tat est en accord avec la dis­tri­bu­tion des molé­cules de monoxyde de soufre (SO) qui est éga­le­ment spé­ci­fi­que­ment loca­li­sée dans une struc­ture en anneau située au niveau de la bar­rière cen­tri­fuge (à 100 AU de la proto-étoile).
 
3. En outre, la tem­pé­ra­ture des molé­cules de monoxyde de soufre est plus éle­vée que celle de cette même molé­cule dans le gaz tom­bant de l’enveloppe. Cela signi­fie que ce gaz en tom­bant pro­duit un choc faible, géné­ra­teur de cha­leur, lorsqu’il pénètre dans le bord exté­rieur du disque autour de la bar­rière centrifuge.
 
Représentation d'artiste de la région L1527, montrant la protoétoile au centre, le disque, l'anneau riche en SO et l'enveloppe -Crédit IPAG/ESO.

Représentation d’ar­tiste de la région L1527, mon­trant la pro­toé­toile au centre, le disque, l’an­neau riche en SO et l’en­ve­loppe ‑Crédit Ipag/Eso.

4. La tem­pé­ra­ture du gaz inter­stel­laire est donc aug­men­tée autour de la bar­rière cen­tri­fuge per­met­tant aux molé­cules de monoxyde de soufre, ini­tia­le­ment gelées sur des grains de pous­sière, d’être libé­rées dans la phase gazeuse. Les ana­lyses spec­trales du monoxyde de soufre confirment par consé­quent l’existence de ce front de for­ma­tion du disque. Elles confirment éga­le­ment que la plu­part de molé­cules sont éli­mi­nées des grains de pous­sière dans le disque après leur pas­sage par le front.
 
 
Cette étude, démon­trant clai­re­ment un chan­ge­ment radi­cal de la com­po­si­tion chi­mique asso­ciée à la for­ma­tion de disque autour d’une jeune pro­toé­toile, est tout à fait ori­gi­nale et nou­velle. Cette approche expé­ri­men­tale, à la fois phy­sique et chi­mique, a éga­le­ment mis en lumière la place cen­trale occu­pée par cette par­tie la plus éloi­gnée du disque, la bar­rière de cen­tri­fu­ga­tion, où le gaz « tom­bant » de l’enveloppe conti­nue à s’accumuler.
 
Ce résul­tat excep­tion­nel est en grande par­tie dû aux remar­quables per­for­mances du sys­tème Alma. D’autres études seront, à n’en pas dou­ter, entre­prises dans d’autres régions géné­ra­trices de jeunes étoiles. Il sera par­ti­cu­liè­re­ment pas­sion­nant de regar­der si le modèle de for­ma­tion décrit ici avec L1527 est extra­po­lable à d’autres sys­tèmes géné­ra­teurs de protoétoiles.
 
Il sera éga­le­ment inté­res­sant de cher­cher à savoir, par diverses ana­lyses sur les comètes et les asté­roïde de notre sys­tème solaire, si celui-ci pré­sente des ana­lo­gies avec ce qui a été mis en évi­dence dans la pré­sente étude.
 
Patrick Seyer
 
 
Pour en savoir plus :
 

Change in the che­mi­cal com­po­si­tion of infal­ling gas for­ming a disk around a protostar

Nature 507, 78 – 80 doi:10.1038/nature13000. Publié en ligne le 12 février 2014.

 

 
Glossaire
 
  1. Unité astro­no­mique : unité uti­li­sée pour mesu­rer les dis­tances entre des objets célestes. Une unité astro­no­mique équi­vaut à la dis­tance Terre-Soleil, soit envi­ron 150 mil­lions de kilomètres.
  2. Constellations : ce sont des figures ima­gi­naires for­mées par des groupes d’é­toiles pro­je­tées sur la voute céleste. L’union astro­no­mique inter­na­tio­nale divise le ciel en 88 constel­la­tion (source Wikipedia).
  3. Année lumière : unité de dis­tance cos­mique. C’est la dis­tance par­cou­rue par la lumière en une année. Une seconde lumière vaut 300 000 km !
  4. Radio-inter­fé­ro­mètre : ins­tru­ment de mesure fondé sur les cal­cul des inter­fé­rences des signaux obser­vées en bra­quant plu­sieurs téles­copes simul­ta­né­ment sur un même objet céleste.
  5. Alma : Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (en fran­çais Vaste réseau d’an­tennes (sub) – mil­li­mé­triques de l’Atacama).
 
 
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Patrick Seyer

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