Les planètes se forment, évoluent et peuvent parfois être profondément transformées par les forces gravitationnelles. Leur histoire commence dans un nuage moléculaire froid, se poursuit dans un disque protoplanétaire en rotation autour d’une jeune étoile, puis se déroule sur des milliards d’années sous l’action de l’accrétion, des collisions, des migrations orbitales et des résonances.
Dans certains systèmes, l’attraction gravitationnelle peut même conduire à l’implosion ou à la destruction d’une planète. Une planète peut être déchirée par les forces de marée d’une naine blanche, tandis que les perturbations entre plusieurs planètes peuvent modifier leurs orbites et les rapprocher dangereusement de leur étoile.
Les contraintes imposées par le système solaire
Avant de présenter la théorie des modèles de formation planétaire, il est essentiel de les replacer dans leur contexte.
Un premier fait essentiel est que les 8 planètes orbitent toutes à peu près dans le même plan, et de plus dans le même sens.
Par ailleurs, ce plan et ce sens correspondent aussi à l’axe et au sens de rotation du soleil sur lui même.
Ce simple fait plaide très fort en faveur d’une origine commune pour toutes les planètes, origine sans doute également liée à l’origine du soleil lui même.
Car si, par exemple, le soleil avait capturé les planètes les unes après les autres, alors il n’y aurait aucune raison pour qu’elles soient toutes dans le même plan.
Autre point fondamental : plus de 99,8% de la masse MSS du système solaire se trouve dans le soleil lui même, les planètes ne représentant qu’une toute petite fraction de celle-ci.
Mais par ailleurs, l’essentiel du moment cinétique JSS du système solaire est, lui, contenu dans les planètes, le soleil ne contenant que 1% du moment total.
| Caractéristique | Planètes telluriques | Planètes géantes |
|---|---|---|
| Nombre | 4 | 4 |
| Position | Petites et proches du soleil | Plus massives et situées dans les régions externes et froides |
| Masse | Entre 0.06 et 1 | Entre 15 (Uranus) et 300 (Jupiter) |
| Composition dominante | Rocheuse | Gaz, glaces et solides |
La composition des planètes
Un premier regard, même superficiel, sur les planètes du système solaire montre que celles-ci peuvent se repartir en 2 groupes bien distincts: les 4 planètes telluriques, petites et proches du soleil, et les 4 planètes géantes, beaucoup plus massives et situées dans les régions externes et froides.
Les planètes telluriques ont des masses comprises entre 0.06 et 1, sont essentiellement rocheuses et sont très pauvres en Hydrogène et Helium, les 2 éléments de loin les plus abondants dans l’Univers.
A l’inverse, les planètes géantes ont des masses comprises entre 15 (Uranus) et 300 (Jupiter).
Parmi ces géantes il faut tout d’abord distinguer les 2 géantes « gazeuses » que sont Jupiter et Saturne, dont l’essentiel de la masse est contenue sous forme d’H2 et He gazeux, mais qui contiennent cependant de 10 à 50 de solides sous formes de roches et de glace (probablement concentrée dans un coeur solide).
Viennent ensuite les géantes « glacées » que sont Uranus et Neptune, dont l’essentiel de la masse est sous forme de glace (d’eau, d’ammoniaque et de méthane), mais qui possèdent cependant une atmosphère contenant de 1 à 5 de H2 et He.
On peut remarquer que la composition de toutes ces planètes diffère très fortement de la composition globale de l’Univers, qui est lui constitué à 98% d’hydrogène et d’Helium.
Même les géantes gazeuses contiennent une proportion très importante d’éléments lourds si on les compare à la composition du soleil, qui est, elle, très proche de celle de l’univers dans son ensemble.
Ce point est fondamental quand il s’agira de remonter à la « Nébuleuse solaire de masse minimale » initiale.
Les premiers modèles de formation planétaire
Les premières tentatives pour expliquer scientifiquement la formation des planètes remontent au 17ème siècle.
En schématisant quelque peu, on peut dire que, durant près de 3 siècles, vont s’opposer les partisans de deux scénarios radicalement différents.
Les modèles évolutionnistes
Historiquement les plus anciens, les modèles dits « évolutionnistes» postulent que les planètes naissent de façon « naturelle » lors de la formation du soleil et des autres étoiles.
Le premier de ces modèles est celui de Descartes (1633), pour qui l’univers est rempli de tourbillons, au centre desquels les éléments les plus lourds se condensent pour former les étoiles tandis que les plus légers restent en périphéries pour former les planètes.
Un siècle plus tard, Kant (1755) et Laplace (1796) proposent que les étoiles se forment par effondrement d’un nuage de matière (une « nébuleuse ») en rotation sur lui même : pour conserver le moment cinétique lors de la contraction, la force centrifuge crée un disque dans le plan de rotation, disque dans lequel se forment des anneaux concentriques dans lesquels vont finalement se condenser les planètes.
Les modèles catastrophistes
Les modèles « catastrophistes » postulent au contraire que les planètes se forment lors d’évènements isolés, rares et/ou violents.
Pour le naturaliste Buffon (1741), c’est la collision d’une comète avec le soleil qui produit un nuage de débris à partir duquel se condensent et se refroidissent les planètes.
L’âge d’or des modèles catastrophistes est cependant le début du XX siècle, au moment où le scénario de la nébuleuse semble irréaliste en raison de son incapacité à expliquer que les planètes possèdent 100 fois plus de moment cinétique que le soleil.
Il est important de souligner qu’au delà de leurs détails techniques, ces 2 types de scénarios aboutissaient à deux visions totalement différentes quant à notre place dans l’univers.
L’âge du système solaire
Toutes les planètes du système solaire ont été très fortement remodelées dans les premiers temps de leur histoire, et la surface de nombreuses d’entre elles a également été irréversiblement altérée par l’évolution au cours des milliards d’années qui ont suivi.
On peut mesurer l’âge de ces chondrites à l’aide de la décomposition radioactive de certains éléments qu’elles contiennent.
De manière assez remarquable, ces méthodes de datation ont permis d’estimer l’âge du système solaire à une précision extraordinaire : 4,568 milliards d’années !
L’âge des plus vieilles roches terrestres, de petites inclusions cristallines de zircon, est, quant à lui, estimé à 4.404 milliards d’années.
Ce qui laisserait donc environ 150 millions d’années au maximum pour former la planète Terre.
Le scénario standard de formation planétaire
Il existe aujourd’hui un scenario « standard » de formation planétaire, dont les grandes lignes sont acceptées par l’essentiel des scientifiques, du moins en ce qui concerne les planètes telluriques.
Pour l’essentiel, ce scenario a été développé au cours des années 60 et 70, notamment à partir des travaux pionniers du savant russe Victor Safronov.
Ce modèle est l’héritier direct des anciens modèles évolutionnistes, avec lesquels il partage l’idée essentielle que les planètes se forment « naturellement » et conjointement avec les étoiles, à partir de la contraction d’une « nébuleuse » en rotation.
Dans ce scénario standard, les planètes se forment progressivement, étape par étape, à la suite d’une succession de processus distincts.
Ceux-ci peuvent schématiquement se résumer ainsi :
- Un nuage moléculaire froid s’effondre sous l’effet de sa propre gravité.
- Un cœur dense et chaud devient une proto-étoile.
- La rotation de la matière forme un disque autour de la proto-étoile.
- Le disque se refroidit et permet la condensation de grains solides.
- Les grains grandissent par collisions mutuelles.
- Ils forment des corps kilométriques appelés planétésimaux.
- Les planétésimaux s’assemblent en embryons planétaires puis en planètes.
Le nuage moléculaire initial
Tout commence avec un grand nuage de gaz moléculaire froid, dont certaines régions peuvent s’effondrer sous l’effet de leur propre gravité, formant des cœurs denses et chauds qui vont devenir une proto-étoile.
Toutes les étoiles, et par la même occasion les planètes qui leurs sont liées, naissent dans de gigantesques nuages moléculaires.
Ces nuages sont essentiellement composés d’Hydrogène et d’Helium, à savoir les 2 éléments les plus abondants dans l’Univers, et sont extrêmement froids, avec des températures de l’ordre de 10K.
Ils ont des tailles pouvant aller d’une fraction de parsec (pc) à plus de 20pc, et peuvent contenir de quelques dizaines à plusieurs milliers de masses solaires.
Bien que ces nuages soient bien plus compacts que la matière inter-galactique alentour, leur densité est tout de même extrêmement faible comparée à notre environnement quotidien, de l’ordre de seulement 100 à 10 000 atomes d’Hydrogène par cm3.
Ceci est à comparer aux quelques 1015 molécules/cm3 de l’atmosphère terrestre !
La nébuleuse du « Cône », une pépinière de jeunes étoiles.
Ces « nurseries » stellaires sont observées par milliers dans notre galaxie, soit comme des « poches sombres » bloquant la lumière des étoiles situées derrière elles, soit comme de magnifiques nuages éclairées de l’intérieur par les premières étoiles qui s’y sont formées.
Un nuage moléculaire est a priori à l’équilibre hydrostatique, c’est à dire que sa gravité est compensée par la pression thermique des molécules qui le composent.
Cependant, dans certains de ces nuages, cet équilibre va être rompu et ils vont commencer à s’effondrer sur eux-mêmes, et ce pour des raisons encore mal comprises.
Est ce parce-que certains nuages deviennent trop massifs pour que la pression thermique puisse lutter ?
Ou bien cet effondrement est il déclenché de l’extérieur, par exemple lorsque 2 nuages se collisionnent ou bien lorsqu’une supernova explose à proximité ?
Quoi qu’il en soit, une fois cet effondrement commencé, les choses s’emballent assez rapidement.
Au bout de quelques milliers d’années, la turbulence crée des structures en filaments en même temps que le nuage initial commence à se fragmenter en morceaux de plus en en plus petits.
L’effondrement et la formation de la proto-étoile
A l’intérieur de chaque fragment, une forte condensation de matière se produit au centre, jusqu’à ce que celui-ci devienne opaque à la lumière infra-rouge.
A partir de ce moment, une sorte d’ « effet de serre » se produit et la température augmente fortement dans ce cœur dense.
A un certain point, la pression thermique stoppe l’effondrement du cœur et cette concentration de matière dense et chaude forme le premier stade d’une proto-étoile.
Cette proto-étoile est initialement peu massive (1% de sa masse finale), mais elle augmente progressivement, car la matière du reste du nuage continue à s’effondrer et s’accumuler sur elle.
La phase T Tauri et le disque d’accrétion
Autour de ces cœurs, la contraction du nuage va finir par former un disque sous l’effet de la force centrifuge.
On arrive alors à une étape où proto-étoile, disque et enveloppe (le reste du fragment de nuage initial) coexistent, la matière étant accrétée de l’enveloppe sur le disque, puis du disque sur l’étoile.
En parallèle au processus de formation stellaire, l’effondrement du nuage va également créer un disque en rotation autour de la proto-étoile.
Il est important de noter que pendant cette étape de coexistence, le transfert de matière se fait du nuage vers le disque, et ensuite du disque vers l’étoile.
Au cours de cette phase d’accrétion, la température de la proto-étoile continue d’augmenter.
Un très puissant jet de matière va alors se développer le long de l’axe de rotation stellaire.
Une telle étoile, entourée d’un disque d’accrétion et produisant un jet bipolaire est dans ce qu’on appelle sa phase « T Tauri », du nom d’une étoile de la constellation du taureau.
Une région de formation d’étoiles dans la constellation du Taureau.
Avec en particulier l’étoile HL Tau et son magnifique disque proto-planétaire, ainsi que l’étoile HH Tau et ses jets de matière aux pôles de l’étoile.
Le refroidissement du disque et la condensation
Le disque qui entoure la jeune étoile après environ un million d’années est appelé disque « d’accrétion », car la matière qu’il contient spirale lentement vers l’intérieur pour finalement tomber sur l’étoile.
Ces mouvements de matière sont dus à la viscosité du disque, viscosité elle-même due à la turbulence du gaz.
Le disque d’accrétion est initialement extrêmement chaud, et ce en raison du rayonnement intense de la jeune étoile, mais aussi à cause de la chaleur dégagée par la viscosité dans le disque.
L’analyse des météorites montre que se produisent peut-être également des « flashs » thermiques brefs mais intenses dus sans doute à des ondes des chocs.
Dans les régions les plus internes, les températures peuvent dépasser les 1500K, vaporisant même les particules rocheuses (silicates et composés ferreux).
Au cours du temps, cependant, le disque va progressivement se refroidir.
Dans les régions internes, les températures sont alors suffisamment basses pour permettre la condensation des roches, mais pas des composés volatils et des glaces (eau, méthane, CO, etc.).
Dans les régions externes, en revanche, les températures descendent suffisamment pour permettre la condensation des glaces, et notamment de la glace d’eau (T<160 K).
La frontière entre disque interne rocheux et disque externe roches+glaces est appelée « limite des glaces » (« snowline » en anglais).
Elle se situe à environ 3 UA dans notre système solaire, et correspond donc peu ou prou à la limite entre planètes telluriques et planètes géantes.
La nébuleuse solaire de masse minimale
Dans les années 1970 et 80, plusieurs scientifiques ont réalisé que, à partir de la structure actuelle du système solaire, il est possible d’avoir une idée de la distribution de matière dans le disque proto-planétaire initial.
Il faut pour cela faire 2 hypothèses :
- que la position actuelle des planètes correspond, approximativement, à celle où elles se sont formées;
- que le disque proto-planétaire avait une composition proche de ce qu’elle est aujourd’hui dans le soleil.
La procédure pour remonter au disque initial est alors assez simple :
On considère tout d’abord la masse de matière solide (roches et glaces) contenue dans les planètes et on la distribue de manière continue entre l’orbite me Mercure et celle de Neptune.
Ceci nous donne alors la distribution radiale des solides dans le disque proto-planétaire.
Si on fait ensuite l’hypothèse que le rapport solides/volatiles (H et He) est le même que dans le soleil, alors on peut remonter à la masse « manquante » de volatiles qui était présente au départ et qui a disparu en cours de route.
Cette masse initiale est bien supérieure à la masse actuelle de gaz dans les planètes, même pour les géantes « gazeuses » Jupiter et Saturne.
On a alors reconstitué un disque proto-planétaire « minimal », c’est à dire contenant la masse minimale de matière (de composition solaire) nécessaire à former les planètes actuelles.
De la poussière aux planétésimaux
Le disque d’accrétion est initialement très chaud, mais il va se refroidir avec le temps.
Ceci va permettre la condensation de grains solides : roches, mais aussi glaces dans les régions externes.
Ces grains vont ensuite croitre par collisions mutuelle pour former des corps kilométriques appelés « planétésimaux ».
L’accrétion des premiers grains repose sur leur capacité à se rencontrer et à rester liés après une collision.
Lorsque les particules deviennent plus grandes, leur mouvement dans le gaz et leur interaction avec la turbulence du disque rendent leur croissance plus complexe.
L’accrétion des embryons planétaires
Les planétésimaux s’attirent mutuellement sous l’effet de la gravitation.
Les collisions peuvent alors conduire à la formation de corps de plus en plus massifs, appelés embryons planétaires.
L’accrétion devient progressivement organisée autour des corps dominants, qui capturent une fraction croissante de la matière présente dans leur voisinage orbital.
Cette phase est souvent décrite comme une accrétion oligarchique.
Les embryons planétaires interagissent ensuite entre eux, ce qui entraîne des rencontres, des collisions et une redistribution de la matière.
La phase finale de l’accrétion est donc marquée par des impacts géants et par la fusion de plusieurs embryons.
La Terre elle-même a probablement été formée par une succession de collisions entre embryons planétaires.
La formation de la Lune et l’impact de Theia
Quelques dizaines de millions d’années après l’instabilité des planètes géantes, un impact entre l’embryon planétaire Theia et la proto-Terre conduit à la formation de la Lune.
« Il est remarquable que l'impact géant sur la Terre, qui a formé la Lune, se soit produit plus ou moins au même moment. Cela pourrait simplement être une coïncidence, ou peut-être existe-t-il une relation causale entre l'instabilité des planètes géantes et l'impact ayant formé la Lune. D'autres études suggèrent que l'instabilité des planètes géantes pourrait avoir déclenché l'impact d'une planète, Theia, sur la Terre, déterminant ainsi à la formation de la Lune », conclut Chrysa Avdellidou.
Le gaz et la dispersion du disque primordial
La présence du gaz joue un rôle central dans les premiers stades de la formation planétaire.
Le gaz contribue à la viscosité du disque, transporte progressivement la matière vers l’étoile et influence le déplacement des grains solides.
Le disque primordial ne reste toutefois pas indéfiniment en place.
Le rayonnement de la jeune étoile, les jets bipolaires et les interactions avec l’environnement finissent par disperser une grande partie du gaz.
La disparition du gaz met progressivement fin aux mécanismes d’accrétion qui dépendaient de ce réservoir primordial.
La formation des planètes géantes et leur migration
La formation des planètes géantes constitue l’une des parties les plus complexes du scénario standard.
Dans les régions externes du disque, la présence de glaces augmente la quantité de matière solide disponible pour former rapidement des noyaux massifs.
Ces noyaux peuvent ensuite attirer et retenir de grandes quantités de gaz avant la dispersion du disque primordial.
En 2005, un groupe de scientifiques dirigé par Alessandro Morbidelli, professeur au Collège de France et chercheur au laboratoire Lagrange, a développé une théorie révolutionnaire connue sous le nom du Modèle de Nice.
Cette théorie, nommée d'après la ville où elle a été conçue, propose que Jupiter, Saturne, Uranus et Neptune se soient formés sur des orbites rapprochées et aient ensuite migré vers leurs orbites actuelles à la suite d'un événement majeur appelé instabilité dynamique des planètes géantes.
Une nouvelle étude dirigée par Chrysa Avdellidou, ancienne post-doctorante de l'Observatoire de la Côte d'Azur, financée par l'ANR Origins et aujourd'hui maître de conférences à l'Université de Leicester, a utilisé des données des météorites pour montrer que l'instabilité des planètes géantes s'est produite plus de 60 millions d'années après le début du système solaire.
« Nous avons examiné plusieurs scénarios dynamiques qui auraient pu conduire au transport d'un fragment du corps parent des météorites EL depuis la région proche de la Terre vers la ceinture principale 60 millions d'années ou plus après le début de notre système solaire. Nous avons constaté que l'instabilité dynamique des planètes géantes pourrait réaliser ce transport avec une probabilité suffisante pour expliquer les observations », explique Alessandro Morbidelli.
Attraction gravitationnelle et évolution des orbites
La question de la stabilité du système solaire s’est posée dès l’énonciation de la loi de gravitation universelle par Newton.
La loi de Newton permet de retrouver les ellipses fixes de Kepler pour une planète unique autour du soleil, Jupiter, par exemple.
Mais dès que l’on considère une deuxième planète, Saturne, la loi annonce également que Saturne perturbe l’orbite de Jupiter.
La grande question, que Newton pose dans la préface de son volume d’optique (1706), est alors de savoir si ces perturbations entre les planètes vont déstabiliser le système.
Ce problème sera résolu dans une première approximation par Laplace et Lagrange à la fin du XVIIIème siècle.
Laplace montre que la taille des orbites planétaires est invariante en moyenne.
Lagrange introduit le formalisme qui lui permet de calculer leur évolution à long terme.
Les ellipses planétaires tournent lentement dans le plan et dans l’espace, avec des variations de leur excentricité et de leur inclinaison notables, mais qui ne permettent pas les collisions planétaires.
Le système est stable et prédictible sur un temps infini.
Ce triomphe est de courte durée, car à la fin du XIXème siècle, Henri Poincaré démontre que le problème des trois corps n’est pas intégrable.
Il met en évidence les zones que l’on appelle maintenant chaotiques, dans lesquelles les orbites peuvent présenter une très grande sensibilité aux conditions initiales.
Après Poincaré, les mathématiciens et les astronomes ont poursuivi leur quête de stabilité pour le système solaire.
Le célèbre théorème KAM (Kolmogorov, Arnold, Moser) montre qu’en dépit des zones d’instabilité mises en évidence par Poincaré, il subsiste un grand nombre de solutions régulières pourvu que les masses planétaires soient assez petites.
Il y a plus de trente ans, en utilisant des méthodes de calcul formel sur ordinateur couplés à des intégrations numériques, Jacques Laskar montrait que le mouvement des planètes dans le système solaire est chaotique et non pas régulier, comme cela était largement supposé jusqu’alors.
Une des premières conséquences est l’impossibilité de prédire le mouvement des planètes du système solaire sur une durée de plus de 60 millions d’années (Ma).
L’incertitude sur les trajectoires des orbites planétaires divergent de manière exponentielle avec un temps caractéristique de 5 Ma.
En d’autres termes, cette incertitude est multipliée par 10 tous les 10 Ma.
Ceci limite les possibilités de calculer les variations de l’insolation à la surface de la Terre résultant des variations de l’orbite terrestre, elles-mêmes dues aux perturbations des autres planètes.
Ces variations sont chaotiques, limitant les prédictions à 60 millions d’années.
J. Laskar avait mis en évidence un rôle majeur joué par deux résonances entre les mouvements de précession des orbites planétaires.
En même temps, un réseau multidimensionnel de nouvelles résonances, couplant fortement les planètes internes, est révélé.
Les chercheurs montrent que la prise en compte des résonances les plus importantes de ce réseau permet de rendre compte du temps caractéristique de divergence exponentielle des orbites planétaires de 5 Ma.
Dans une étude jointe portant sur plus de 100 000 solutions, l’équipe de l’IMCCE confirme aussi que la probabilité de collision de Mercure sur 5 milliards d’années (Ga) est bien de l’ordre de 1%.
Quand l’attraction devient destructrice
La gravitation ne sert pas uniquement à assembler les planètes et à maintenir leurs orbites.
Dans certaines configurations, elle peut aussi provoquer une migration vers l’étoile et conduire à la destruction progressive d’un monde.
Cette situation est particulièrement spectaculaire autour des naines blanches, les restes d’étoiles ayant épuisé leur carburant après la combustion thermonucléaire des noyaux d’hydrogène et d’hélium.
Il faut pour cela que l'étoile initiale n'ait pas été plus massive que 8 masses solaires.
Une fois la combustion arrêtée et après avoir éjecté en raison d'instabilités une bonne partie de ses couches supérieures, une telle étoile se contracte sous l'effet de sa propre gravité à laquelle ne s'oppose plus la pression du rayonnement libéré par les réactions de fusion thermonucléaire.
On obtient alors un astre d'une masse inférieure à environ 1,4 masse solaire, concentrée dans un volume de l'ordre de celui de la Terre.
Dans environ 5 milliards d’années, notre Soleil sera à court de carburant et se dilatera, engloutissant peut-être la Terre.
Une planète déchirée par une naine blanche
Les astronomes ont même été capables de découvrir une exoplanète en cours de destruction autour d'une naine blanche et pas n'importe laquelle : WD 2226-210, au cœur de la nébuleuse planétaire de l'Hélice, à seulement environ 650 années-lumière du Système solaire.
Depuis 1980, des missions de rayons X ont détecté une valeur inhabituelle au centre de la nébuleuse de l'Hélice.
Grâce aux missions de rayons X les plus puissantes du moment, l'observatoire de rayons X Chandra de la Nasa et le XMM-Newton de l'ESA, ils ont désormais une image beaucoup plus claire de cette énigme vieille de plusieurs décennies.
En effet, déjà dans les années 1980, l'observatoire Einstein et le télescope Rosat avaient détecté des émissions de rayons X anormalement énergétiques, que l'on n'observe généralement pas avec les autres naines blanches.
L'énigme a été confirmée plus tard par des stars de l'astronomie X que sont Chandra de la Nasa et XMM-Newton de l'ESA.
Mais, selon les astrophysiciens qui ont aujourd'hui analysé plus en profondeur les données des deux missions et de Rosat, prises entre 1992 et 2002, ces émissions seraient dues à de la matière en accrétion sur la naine blanche, matière provenant de la destruction par les forces de marée de WD 2226-210.
Cette vue d’artiste montre une planète qui s’est trop rapprochée d’une naine blanche et a été déchirée par les forces de marée de l’étoile.
La naine blanche se trouve au centre d’une nébuleuse planétaire représentée par le gaz bleu en arrière-plan.
La planète fait partie d’un système planétaire, qui comprend une planète en haut à gauche et une autre en bas à droite.
La planète assiégée aurait pu initialement se trouver à une distance considérable de la naine blanche, mais aurait ensuite migré vers l’intérieur en interagissant avec la gravité d’autres planètes du système.
Il faut déjà savoir que si les observations montraient des émissions quasiment constantes en rayons X énergétiques, les mesures avec une résolution plus fine indiquent maintenant une modulation périodique de la luminosité X toutes les 2,9 heures, précisément ce que l'on attend si le phénomène est lié à une planète en orbite rapprochée, dont la matière tombe sur la naine blanche en s'échauffant au point d'être ionisée et d'émettre des rayons X.
Enfin, d'autres observations indiquent la présence, depuis un moment déjà, d'une exoplanète de la taille de Neptune effectuant une révolution complète en moins de trois jours autour de WD 2226-210.
Notre connaissance des exoplanètes, théorique et expérimentale, nous suggère alors qu'une autre exoplanète de la taille de Jupiter cette fois, pourrait exister en orbite et que tout comme dans la cas de l'exoNeptune, les perturbations gravitationnelles entre ces exoplanètes auraient pu les faire migrer proche de la naine blanche.
Son enveloppe de gaz aurait donc été arrachée sous l'effet des forces de marée colossales de WD 2226-210, le processus de destruction étant en cours et se produisant toujours sous nos yeux, mais avec un décalage de 650 années du fait de la vitesse de la lumière finie.
Après avoir suivi pendant des décennies un signal de rayons X déroutant provenant d’une étoile mourante, les astronomes ont peut-être enfin expliqué sa source : la vieille étoile aurait pu détruire une planète proche.
Première planète géante trouvée autour d'une naine blanche
Les forces de marée et l’accrétion
Lorsqu’une planète s’approche suffisamment d’une étoile compacte, l’attraction gravitationnelle exercée sur le côté proche de la planète devient sensiblement plus forte que celle exercée sur son côté éloigné.
Cette différence d’attraction déforme progressivement la planète.
Si elle franchit une distance critique, les forces de marée peuvent dépasser sa cohésion interne et la fragmenter.
Les débris qui en résultent peuvent former un disque de matière autour de l’astre compact avant de tomber progressivement sur sa surface.
La matière en accrétion s’échauffe fortement et peut être ionisée, ce qui explique l’émission de rayons X observée autour de certains systèmes.
Dans le cas de WD 2226-210, la modulation périodique de la luminosité X toutes les 2,9 heures correspond précisément à ce que l'on attend si le phénomène est lié à une planète en orbite rapprochée.
Les météorites et la chronologie des instabilités
Les météorites EL présentent des rapports d'abondance isotopique spécifiques.
Les isotopes sont des variantes d'un même élément chimique ayant le même nombre de protons mais un nombre différent de neutrons.
Ces rapports d'abondance isotopique, lorsqu'ils sont mesurés en laboratoire, nous renseignent sur la période à laquelle ces météorites ont été exposées à une certaine température.
On savait que le corps parent des météorites EL était très volumineux, et qu'un seul fragment de celui-ci avait été transporté dans la ceinture principale.
Les cercles rouges sont les planétésimaux et les fragments des planétésimaux qui se sont formés dans la région des planètes terrestres.
La courbe noire indique approximativement la limite de la ceinture principale interne des astéroïdes.
Chaque panneau montre l'évolution du Système Solaire interne à différents moments.
Le panneau (I) montre la formation du planétésimal dont les météorites enstatite de type EL se sont formées.
Au cours de cette période, les planètes telluriques ont commencé à disperser des planétésimaux sur des orbites à forte excentricité et avec des demi-grands axes qui correspondent à la ceinture principale d’astéroïdes.
Le panneau (II) montre qu’entre 60 et 100 millions d’années après le début de notre Système Solaire, le planétésimal EL est fragmenté dans la région des planètes telluriques par un impact.
Un fragment du planétésimal EL, l’ancêtre de la famille d’Athor, va être dispersé par les planètes telluriques sur une orbite qui croise la ceinture d’astéroïdes mais avec une forte excentricité.
C’est à ce moment que l’instabilité orbitale des planètes géantes se produit.
Cette instabilité perturbe l’orbite du fragment du planétésimal EL en diminuant son excentricité : l'ancêtre de la famille d'Athor est donc impacté par l'instabilité des planètes géantes dans sa position actuelle.
Le panneau (III) montre que quelques dizaines de millions d'années après l'instabilité des planètes géantes, un impact entre l'embryon planétaire Theia et la proto-Terre conduit à la formation de la Lune.
Une continuité entre formation, attraction et destruction
La formation planétaire et la destruction planétaire obéissent à une même interaction fondamentale : la gravitation.
Dans le nuage moléculaire, elle déclenche l’effondrement de la matière.
Dans le disque protoplanétaire, elle favorise l’assemblage des grains, des planétésimaux et des embryons planétaires.
Dans le système mature, elle provoque les perturbations orbitales, les migrations et les résonances.
Autour d’une étoile évoluée, elle peut enfin conduire une planète vers une région où les forces de marée la déchirent et où ses débris sont accréétés.
Les mêmes lois qui permettent à une planète de naître peuvent donc, dans des conditions différentes, provoquer son implosion ou sa disparition progressive.
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