Pourquoi les planètes tournent-elles et pourquoi tournent-elles dans une direction préférée ?
En général, vous ne vous arrêtez pas là. Pendant que nous obtenons notre pain à la boulangerie ou que nous nous rendons au travail à vélo, nous filons constamment. Nous vivons sur une sphère rocheuse qui tourne sur elle-même en presque 24 heures. De plus, notre terre a besoin d'environ un an pour orbiter autour du soleil. Les observations montrent que les planètes et les gros astéroïdes préfèrent tourner dans le même sens sur leur axe que le sens de rotation autour du soleil. Pourquoi les planètes tournent-elles et pourquoi tournent-elles dans une direction préférée ? Pour résoudre ce problème, nous devons d'abord revenir aux modèles généralement acceptés pour la formation des planètes.
Figure 1. Disque protoplanétaire entourant l'étoile TW Hydrae, photographié avec le télescope ALMA au Chili. Les anneaux sombres sont des zones dans lesquelles les planètes se forment. Il y a 4,5 milliards d'années, les planètes de notre système solaire se sont également formées dans un disque similaire autour du jeune soleil. (S. Andrews (Harvard-Smithsonian CfA); B. Saxton (NRAO/AUI/NSF); ALMA (ESO/NAOJ/NRAO))
Figure 2. Le sens de rotation et la durée des planètes de notre système solaire, exprimés en jours terrestres. De gauche à droite; Mercure, Vénus, Terre, Mars Jupiter Saturne, Uranus, Neptune.
Un modèle de formation planétaire doit pouvoir expliquer diverses propriétés des planètes, y compris leur rotation. Si nous regardons notre manuel "Comment se forment les planètes", il s'avère que les modèles classiques ne peuvent pas expliquer comment la rotation de l'axe et de l'orbite s'est produite. Qu'est-ce qui ne va pas exactement dans ces modèles ?
Figure 3. La différence de taille entre les plus petits blocs de construction planétaires et les plus grandes planètes est un facteur de 10 !
En termes simples, les planètes se forment à partir de l'agrégation de particules de poussière dans un disque protoplanétaire de gaz et de poussière autour d'une jeune étoile. Mais il n'est pas facile de passer d'une particule de poussière à une planète à part entière. La différence de masse est d'un facteur 10 ! C'est donc 10 × 10 × 10 × 10 … et cela 36 fois de plus. Le disque protoplanétaire, composé de gaz et de poussière, est créé comme un "sous-produit" lorsqu'un nuage de matière interstellaire s'effondre en une étoile. Le disque protoplanétaire n'est pas seulement le terreau des planètes, mais il est également responsable de l'architecture du système solaire tel qu'il se présente aujourd'hui. Le modèle de croissance couramment utilisé pour expliquer la formation et la composition des planètes est le core-sweeping-model † Dans ce modèle, les petites particules de poussière se transforment en particules de poussière plus grosses, comme tout le monde l'a vu dans une pièce qui n'a pas été aspirée depuis longtemps. Ceux-ci continuent de se transformer en grains et en cailloux. Finalement, si les morceaux de matière résultants sont suffisamment gros, la gravité prend le relais. Des kilomètres de débris s'attirent, se heurtent et se regroupent en planétésimaux, embryons planétaires et finalement planètes à part entière. Sans surprise, ce processus est très lent et prend peut-être trop de temps pour construire une planète à part entière. Un autre problème est que des vitesses de collision trop élevées ne conduisent pas à la croissance, mais plutôt à une fragmentation supplémentaire des éléments constitutifs planétaires. Ensuite, le processus peut réellement recommencer.
Il découle du modèle de balayage du cœur que les futures planètes subiront des méga-impacts d'objets planétaires qui ont massivement peuplé le système solaire naissant. L'un de ces impacts sur la Terre nouvellement formée aurait conduit à la formation de notre lune. On pense qu'une planète de la taille de Mars s'est écrasée sur la Terre nouvellement formée. Une grande quantité de débris des deux planètes a été projetée en orbite autour de la Terre. Il a formé un disque de débris, à partir duquel la lune s'est rapidement formée. Ce modèle a aussi des problèmes. Les paramètres de collision écoutent très attentivement pour créer la lune à partir de ce scénario (Zenit juillet-août 2019, p. 19-20). De plus, il semble qu'il est très difficile pour les compactions dans le disque de gravats de se transformer en un grand objet solide. En d'autres termes, le modèle de balayage du cœur est incapable d'expliquer l'origine de la lune terrestre.
Selon ce modèle, toutes les planètes sont affectées par des impacts importants. En fin de compte, une future planète sera juste un peu plus grande que l'autre et finira par l'anéantir. Il peut y avoir des indications de tels méga-impacts en particulier avec Vénus et Uranus, comme cela sera montré plus tard.
Il y a des décennies, des recherches ont été menées sur la rotation d'une planète en croissance dans la phase finale du modèle de balayage nucléaire. Le problème est que les modèles informatiques basés sur ce modèle ne donnent pas de sens de rotation préféré. Il s'avère qu'environ autant de rochers tombent d'un côté qu'il y en a de l'autre côté de la planète. Les projectiles impactants peuvent transférer un couple à une planète, mais sans direction préférée dans les impacts, il n'y aura pas de rotation nette.
Le modèle de croissance des galets est un modèle relativement nouveau pour expliquer la formation des planètes et les propriétés des planètes
Une autre explication de la rotation des planètes et des astéroïdes serait le modèle d'impact majeur Peut livrer. Mais selon ces simulations, les méga-impacts dans la dernière phase du processus de formation des planètes provoquent trop de rotation et ils ne fournissent pas de direction préférée dans la rotation. En effet, les grands impacts ont une apparence stochastique. Les projectiles peuvent donner une grande rotation, mais la direction de cette rotation est également probable pour toutes les options possibles. Cela produit des planètes qui, du fait des forces centrifuges importantes, sont sur le point de s'éloigner et sans préférence systématique dans le sens de rotation. Ce n'est pas ce que nous voyons dans le système solaire.
Le modèle de croissance des cailloux , connu en anglais sous le nom de Pebble Accretion est un modèle relativement nouveau pour expliquer la formation des planètes et les propriétés des planètes. Ce modèle suppose qu'un rocher à environ 200 kilomètres balaie de petits fragments de la taille de cailloux du disque protoplanétaire. Si ce rocher peut tirer suffisamment de petites pierres du disque, il deviendra rapidement une planète à part entière. Un facteur important dans ce modèle est le gaz dans le disque.
La vitesse à laquelle un grain de poussière ou des morceaux plus gros tournent autour d'une étoile est déterminée par la gravité. Cela dépend à son tour de la masse de l'étoile et de la distance des débris à l'étoile :plus cette distance est grande, plus la vitesse orbitale est petite. En plus de la gravité, la pression du gaz joue également un rôle dans la vitesse à laquelle les particules de gaz du disque protoplanétaire tournent autour de l'étoile. Parce que la pression du gaz dans le disque diminue de l'intérieur (près de l'étoile) vers l'extérieur, la vitesse orbitale d'une particule de gaz est inférieure à celle d'un fragment de roche à la même distance de l'étoile. Les petites pierres subissent alors une sorte de "vent de face" et sont ralenties. Au fur et à mesure qu'ils perdent de la vitesse, la gravité du plus gros rocher les attire. En conséquence, le délai pour devenir une planète à part entière est considérablement raccourci. La raison principale en est la diminution de la vitesse des cailloux. Sans gaz dans le disque, de loin la plupart des cailloux auraient survolé le rocher. Le gaz fournit au rocher une "zone de balayage" beaucoup plus large.
En fin de compte, nous voulons déterminer si une planète ou un astéroïde se retrouve avec une rotation nette au cours de ce processus de croissance. Pour cela, nous avons utilisé le modèle de croissance des cailloux dans des simulations informatiques. L'idée est simple :laisser un rocher avec sa gravité balayer des cailloux en présence de gaz. Dès qu'un caillou frappe la surface du rocher, nous gardons une trace de la quantité de rotation que le caillou transfère au rocher en croissance. Si le caillou tombe perpendiculairement à la surface, il ne donnera aucune rotation, tandis qu'un impact parallèle à la surface donnera une rotation maximale. La rotation nette après prise en compte de tous les cailloux peut être convertie en une période de rotation. Si cette rotation est dans le même sens que la rotation orbitale du rocher, on parle de rotation prograde, une rotation opposée est appelée rotation rétrograde.
Il s'avère que la présence de gaz n'est pas seulement un facteur important dans le processus de formation des planètes, elle joue également un rôle majeur dans la construction de la rotation nette de la future planète. Voilà comment cela fonctionne. Les cailloux à l'intérieur de la future planète se déplacent plus rapidement dans leur orbite autour de l'étoile que les cailloux à l'extérieur. En conséquence, les cailloux qui, du point de vue du rocher, s'éloigneraient du rocher, sont ralentis par le gaz de telle manière que le rocher peut encore les balayer avec sa gravité. A l'extérieur, les galets bougent plus lentement et sont comme rattrapés par la planète en devenir. Le gaz ralentit également ces cailloux, rendant la différence de vitesse entre le rocher et le caillou si grande que beaucoup de ces morceaux ne peuvent pas être attrapés :ils les dépassent à grande vitesse. En conséquence, la future planète balaie plus de cailloux à l'intérieur qu'à l'extérieur. Cela crée une rotation nette dans la même direction que le mouvement orbital de la planète. Comparez-le à une toupie ou à une balle sur laquelle plus de pierres sont lancées du côté droit que du côté gauche. Il s'avère que les simulations informatiques de la préférence systématique de la rotation de l'axe dans le sens de la rotation de l'orbite et du temps nécessaire pour y parvenir sont en excellent accord avec le "vrai" système solaire.
Malheureusement, il n'est pas encore possible de déterminer leur rotation pour les exoplanètes car elles sont trop éloignées pour des mesures fiables. De nouveaux télescopes sont actuellement en construction, comme le télescope extrêmement grand de 39 mètres au Chili, qui permettra des observations plus précises. Ce serait bien sûr bien si la préférence systématique dans la rotation de l'axe que nous voyons dans le système solaire n'était pas différente pour les exoplanètes.
Dans notre système solaire, Vénus est une planète à rotation rétrograde. On peut aussi dire que l'axe de rotation de Vénus est, pour ainsi dire, « à l'envers ». Uranus est également une autre histoire, avec un axe de rotation presque parallèle au plan orbital. Il est fort possible que cela soit le résultat d'un ou plusieurs impacts importants sur les deux planètes, peu après leur formation. Cependant, il semble que de tels impacts et leur influence sur la rotation de l'axe soient plus l'exception que la règle, étant donné la préférence systématique dans le sens de rotation des autres planètes. Dans tous les cas, il est clair que le scénario du balayage des cailloux est un pas de plus vers une théorie acceptée de la formation des planètes.
Pour cette recherche, nous avons examiné l'accumulation nette de rotation pour des planètes jusqu'à environ la taille de Mars. A ce stade, il n'y a pas encore d'atmosphère épaisse autour de la planète. Cependant, cela peut avoir une influence majeure sur la transmission de la rotation par l'impact des cailloux. Un grand nombre de cailloux s'évaporeront avant d'atteindre la surface, comme les météores sur Terre. Il est intéressant d'inclure cet effet dans l'accumulation de la rotation de Jupiter et des autres géantes gazeuses du système solaire.
Un autre effet non pris en compte est les collisions de galets. La simulation de ces collisions et de leurs effets nécessite beaucoup de puissance informatique car la distance entre les cailloux doit être calculée en permanence. Cela ne change rien au fait que les collisions peuvent affecter la rotation du filet. Le défi consiste à commencer simplement, mais toujours ajouter une dose supplémentaire de réalité dans le modèle.
Cet article a été initialement publié dans le magazine ZENIT.
Par :Rico Visser (Institut Anton Pannekoek, Université d'Amsterdam)
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