Newswise – Dans un article publié dans la revue Icaredes chercheurs de l’Université d’État de São Paulo (UNESP) et des collaborateurs rapportent les résultats d’une étude reconstituant la formation de la planète naine Cérès.
La recherche a été menée par Rafael Ribeiro de Sousa, professeur au programme d’études supérieures en physique du campus de Guaratinguetá. Les co-auteurs de l’article sont Ernesto Vieira Netoqui était directeur de thèse de doctorat de Ribeiro de Sousa, et des chercheurs affiliés à l’Université Côte d’Azur en France, à l’Université Rice aux États-Unis et à l’Observatoire national de Rio de Janeiro.
Cérès est le plus gros objet de la ceinture d’astéroïdes, une collection de corps célestes situés entre les orbites de Mars et de Jupiter. Il est à peu près sphérique et comprend un tiers de la masse totale de la ceinture d’astéroïdes, avec un diamètre de près de 1 000 km, soit moins d’un tiers de celui de la Lune.
Son orbite autour du Soleil est presque parfaitement circulaire, avec une excentricité de 0,09, et une inclinaison de 9,73° par rapport au plan invariable du Système solaire, bien plus grand que celui de la Terre, qui est de 1,57°.
Cérès a trop peu de masse pour retenir une atmosphère par attraction gravitationnelle, mais la lumière du soleil évapore l’ammoniac et la glace d’eau sous sa surface, formant un brouillard qui se disperse dans l’espace extra-atmosphérique. Les dépôts de glace brillent de mille feux au fond de ses cratères. La possibilité de formes de vie primitives n’a pas été exclue. Les cratères ont été cartographiés par la NASA 2007-18 Mission de l’aube, qui a orbité Vesta, le deuxième plus grand corps de la ceinture d’astéroïdes, ainsi que Cérès. Une vidéo très intéressante du cratère Occator réalisée à partir des données du vaisseau spatial Dawn peut être visionnée sur le site Web de la mission.
Le noyau de la planète naine est probablement composé de matière lourde – fer et silicates – mais ce qui la différencie des objets proches est son manteau d’ammoniac et de glace d’eau. La plupart des corps de la ceinture d’astéroïdes n’ont pas d’ammoniac, donc l’hypothèse est que Cérès s’est formée à l’extérieur, dans la région plus froide au-delà de l’orbite de Jupiter, puis poussée au milieu de la ceinture d’astéroïdes par l’énorme instabilité gravitationnelle causée par la formation de géantes gazeuses Jupiter et Saturne.
“La présence de glace d’ammoniac est une preuve d’observation solide que Cérès peut s’être formée dans la région la plus froide du système solaire au-delà de la ligne de gel, à des températures suffisamment basses pour provoquer la condensation et la fusion de l’eau et de substances volatiles telles que le monoxyde de carbone. [CO]gaz carbonique [CO2] et ammoniaque [NH3]», a déclaré Ribeiro de Sousa.
La ligne de givre se situe désormais très près de l’orbite de Jupiter, mais lors de la formation du système solaire il y a 4,5 milliards d’années, la position de cette zone variait en fonction de l’évolution du disque de gaz protoplanétaire et de la formation des planètes géantes. « La perturbation gravitationnelle intense produite par la croissance de ces planètes peut avoir modifié la densité, la pression et la température du disque protoplanétaire, déplaçant la ligne de givre. Cette perturbation du disque de gaz protoplanétaire a peut-être conduit les planètes en expansion à migrer vers des orbites plus proches du Soleil au fur et à mesure qu’elles acquéraient du gaz et des solides », a déclaré Vieira Neto.
« Dans notre article, nous proposons un scénario pour expliquer pourquoi Cérès est si différent des astéroïdes voisins. Dans ce scénario, Cérès a commencé à se former sur une orbite bien au-delà de Saturne où l’ammoniac était abondant. Au cours de la phase de croissance de la planète géante, elle a été entraînée dans la ceinture d’astéroïdes en tant que migrant du système solaire externe et a survécu pendant 4,5 milliards d’années jusqu’à maintenant », a déclaré Ribeiro de Sousa.
Pour tester l’hypothèse, Ribeiro de Sousa et ses collaborateurs ont exécuté un grand nombre de simulations informatiques de la formation de planètes géantes à l’intérieur du disque de gaz protoplanétaire qui entourait le Soleil. Dans leur modèle, le disque contenait Jupiter, Saturne, des planètes embryonnaires (précurseurs d’Uranus et de Neptune) et une collection d’objets similaires à Cérès en taille et en composition chimique. L’hypothèse était que Cérès était un planétésimal, l’un d’une classe de corps censés avoir été des blocs de construction de planètes, d’astéroïdes et de comètes.
“Nos simulations ont montré que l’étape de formation des planètes géantes était très turbulente, avec d’énormes collisions entre les précurseurs d’Uranus et de Neptune, l’éjection de planètes hors du système solaire et même l’invasion de la région intérieure par des planètes de masse supérieure à trois fois celle de la Terre. Masse. De plus, la forte perturbation gravitationnelle a dispersé partout des objets similaires à Cérès. Certains pourraient bien avoir atteint la région de la ceinture d’astéroïdes et acquis des orbites stables capables de survivre à d’autres événements », a déclaré Ribeiro de Sousa.
Trois mécanismes principaux ont agi pour maintenir ces objets dans la région, a-t-il ajouté : l’action du gaz, qui a lissé leurs excentricités et inclinaisons orbitales ; signifient des résonances de mouvement avec Jupiter, les protégeant contre les éjections et les collisions causées par cette planète géante; et des rencontres rapprochées avec des planètes envahisseurs, dispersant des planétésimaux dans des régions intérieures plus stables de la ceinture d’astéroïdes.
“Notre principale découverte était que dans le passé, il y avait au moins 3 600 objets de type Cérès au-delà de l’orbite de Saturne. Avec ce nombre d’objets, notre modèle a montré que l’un d’entre eux aurait pu être transporté et capturé dans la ceinture d’astéroïdes, sur une orbite très similaire à l’orbite actuelle de Cérès », a-t-il déclaré.
D’autres groupes de recherche avaient déjà estimé ce nombre d’objets de type Cérès, en se basant sur l’observation de cratères et sur la taille d’autres populations de corps célestes au-delà de Saturne, comme celles de la ceinture de Kuiper, où gravitent Pluton et d’autres petites planètes. « Notre scénario nous a permis de confirmer le nombre et d’expliquer les propriétés orbitales et chimiques de Cérès. L’étude réaffirme l’exactitude des modèles les plus récents de la formation du système solaire », a-t-il déclaré.
Comment les planètes se sont formées
Un scénario de formation planétaire du système solaire basé sur les dernières informations disponibles aide à comprendre l’étude en situant Cérès dans le processus global.
“D’après des preuves d’observation, nous savons que tout système planétaire, pas seulement notre propre système solaire, est formé à partir d’un disque de gaz et de poussière qui entoure une étoile naissante. Les événements qui forment les étoiles sont encore mal compris, mais le consensus jusqu’à présent est que les étoiles naissent de l’effondrement gravitationnel d’un nuage moléculaire géant », a déclaré Ribeiro de Sousa.
L’existence de disques protoplanétaires n’est pas une simple supposition. Au contraire, il y a eu des observations robustes, telles que des images obtenues par l’Agence spatiale européenne (ESA) à l’aide du réseau ALMA (Atacama Large Millimeter / submillimeter Array) à 66 antennes au Chili, avec une résolution impressionnante et une richesse de détails montrant protoplanétaire disques autour de très jeunes étoiles.
« Dans le cas du système solaire, les données dont nous disposons suggèrent que le disque protoplanétaire était composé à 99 % de gaz et à 1 % de poussière. La poussière provenait probablement d’étoiles plus anciennes qui avaient terminé leur cycle de vie et éjecté de la matière lourde dans l’espace », a expliqué Ribeiro de Sousa. « La poussière qui s’est accumulée autour du Soleil était suffisante pour former au moins les petits corps, les planètes telluriques et les noyaux des géantes gazeuses. Les premiers solides à se condenser dans le disque protoplanétaire étaient des inclusions de calcium-aluminium (CAI), qui ont été trouvées dans des météorites et datant d’il y a 4,568 milliards d’années. »
Plusieurs jeunes étoiles ont été observées dans des environnements qualifiés de pépinières planétaires, et ont été datées entre 1 million et 10 millions d’années. Il s’agit d’une information importante car elle montre que la formation de planètes gazeuses, comme Jupiter ou Saturne, ou de planètes à enveloppe gazeuse, comme Uranus et Neptune, devrait se produire au maximum dans les 10 premiers millions d’années de la vie d’une étoile. Après cela, les disques protoplanétaires n’ont plus assez de gaz.
Des planètes rocheuses de type terrestre pourraient émerger plus tôt ou plus tard. Personne ne le sait, mais d’autres informations disponibles montrent que la formation de la Terre et de la Lune a été l’un des derniers événements de la genèse du système solaire et s’est produite il y a 4,543 milliards d’années. Les corps plus petits du système (planètes naines, satellites, comètes, astéroïdes, poussière, etc.) sont les restes de la formation des planètes et ont évolué physiquement et dynamiquement avant et après le stade gazeux via des processus tels que l’interaction avec le gaz, la collision et capture gravitationnelle.
Le processus de formation planétaire est complexe, comprenant des étapes qui vont de la poussière avec une taille de particule aussi petite qu’un micron (10−6 m) aux planètes plusieurs fois plus grosses que Jupiter. « La poussière s’accumule par adhérences et collisions à l’intérieur du disque protoplanétaire. L’attraction gravitationnelle entre les particules n’est pas pertinente, mais l’attraction gravitationnelle du Soleil fait tourner le gaz plus lentement que la poussière, ce qui produit une très forte traînée aérodynamique sur la poussière, qui entraîne les particules dans le plan du disque de gaz et les entraîne radialement vers le Soleil. . Lorsque la poussière atteint une taille de quelques centimètres, elle forme des cailloux, qui font toute la différence dans le processus de croissance planétaire car ils influencent la vitesse de rotation du gaz. Lorsque les vitesses du gaz et des cailloux deviennent les mêmes, la traînée de gaz disparaît pratiquement, donnant aux cailloux une chance de s’accréter suffisamment pour donner naissance à des planétésimaux – des corps dont la taille varie de 10 km à 1 000 km. Ce sont les éléments constitutifs des planètes et les précurseurs des petits corps », a déclaré Ribeiro de Sousa.
Dans l’étape suivante, des objets de plus en plus gros sont formés par capture gravitationnelle de cailloux et de poussières, ou par collisions. Lorsqu’un objet devient suffisamment grand pour avoir la masse de trois à dix Terres, la perturbation gravitationnelle qu’il produit dans le disque de gaz le fait migrer vers une orbite plus proche de l’étoile. Lorsqu’il devient plus grand que dix Terres, il commence à accumuler une enveloppe de gaz, et l’accumulation de gaz rend sa croissance très rapide.
« La formation des planètes géantes Jupiter et Saturne a produit une perturbation gravitationnelle si énorme qu’elle a modélisé le disque de gaz et déclenché un nouveau type de migration planétaire. Cette étape violente a fait entrer en collision des planètes et éjecté des planètes du système solaire jusqu’à ce que l’équilibre gravitationnel permette au système dans son ensemble d’acquérir un certain degré de stabilité », a conclu Ribeiro de Sousa.
L’étude a été financée par la FAPESP via un bourse doctorale et une bourse pour un stage de recherche à l’étranger décerné à Ribeiro de Sousa, et via le Projet Thématique « De la pertinence des petits corps dans la dynamique orbitale ».
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