Galaxie et systèmes solaires imaginaires ...

[invite5ab9ac89]

Bonjour à tous !

Apres le roman de science-fiction où la terre change d'orbite (j'ai bien aimé le thread à lire, interessant !), voilà le projet en informatique d'un jeu de conquete spatiale dans une galaxie imaginaire ...

Je travaille avec quelques amis sur un jeu online de conquete spatiale où l'on est le leader d'une civilisation qui débute l'aire spatiale et qui va essayer de coloniser d'autres planètes dans d'autres systèmes solaires (en fonction de caractéristiques planétaires), etc. Je passe les détails techniques.

Et je suis sur la partie "création de l'univers" de jeu.

J'ai déjà mon algorythme qui va positionner dans une galaxie imaginaire les astres.

Mais chaque astre à des caractéristiques.

Peut-on simplifier les caractéristiques des astres par :
taille / couleur-temperature / magnitude ?

Est-ce la magnitude est une fonction de la taille et de la température ? Ou est-ce une donnée indépendante ?

Sait-on les catégories d'étoiles autour desquelles nous avons le plus de chance de décourvrir une "autre terre" ? Si oui, quelles sont les proportions de ces étoiles dans l'univers ?

De plus, pour qu'une planète soit la plus colonisable possible, je désire lui donner plusieurs paramètres qui détermineront la difficulté à y vivre : composition de l'atmosphere (si présente), gravité, temperatures et luminosité.

Mon probleme est la luminosité, en relation directe avec la magniture relative de l'astre autour duquel la planète tourne et la distance?

J'imagine qu'il existe une relation mathématique entre la quantité de lumière que recoit une planète et la distance de la planète vis à vis de l'astre ainsi que la magnitude de l'astre. Oui/Non ? Si oui, quelle est-elle ?

Dans tous les cas, MERCI D'AVANCE DE VOS AIDES !!

Antoine
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[Gilgamesh]

Peut-on simplifier les caractéristiques des astres par :
taille / couleur-temperature / magnitude ?

Est-ce la magnitude est une fonction de la taille et de la température ? Ou est-ce une donnée indépendante ?

Oui, il s'agit même d'une des plus remarquable (et des plus utile) relation de l'astrophysique, le diagramme de Hertzsprung - Russell (HR)

http://atunivers.free.fr/250lys/hr.html

Comme tu le vois, il permet de distinguer deux grandes populations : les étoiles de la séquence principale et la branche des géantes. En bas à gauche (étoile à la fois peu lumineuse et très chaude) tu as la branche des naines blanches.

Les étoiles naissent avec une masse donnée sur la séquence principale, puis bifurquent vers la branche des géantes. Si elle n'explosent pas (M<8 Ms) elles finissent en naines blanches.

Pour la proportion des étoiles dans chaque type, je pense que ce schéma devrait suffire (c'est pas pour faire de l'astrophysique de précision ).

http://atunivers.free.fr/250lys/startype.html

Si tu veux rafiner, tu utilises la fonction de Salpeter :
http://fr.wikipedia.org/wiki/Fonction_initiale_de_masse

et utiliser la constante de Stephan pour remonter à la température.

Si tu veux plus de précision (il manque encore le rayon pour estimer la surface), je peux...

Sait-on les catégories d'étoiles autour desquelles nous avons le plus de chance de décourvrir une "autre terre" ? Si oui, quelles sont les proportions de ces étoiles dans l'univers ?

Si tu parle d'une "autre terre" au sens purement astrophysique (planète silicatée avec noyau metallique avec de l'eau en surface et une fine atmosphère volatile), disons que l'on peut en trouver un peu partout, faut juste qu'elle soit à la bonne distance (cf. infra : "zone habitable"). Mais si cela inclue la présence d'une activité biologique classiquement on pense que les étoiles candidates se limitent aux catégorie F-G-K, à la limite A... soit grosso modo 15% du total. Pour les étoiles de plus grosses tailles, le facteur limitant est essentiellement la durée de vie (elles ne vivent pas assez longtemps). Mais de toute les façon ça ne concerne que 5% des étoiles. La question est plus cruciale concernant l'immense population des naines rouges (type M).

Tu as toute une page ici qui discute de la notion de "zone habitable" :
http://minilien.com/?PgDl6Ejy0P

Ou là avec un petit applet sypa :
http://media4.obspm.fr/exoplanetes/p...habitable.html

De plus, pour qu'une planète soit la plus colonisable possible, je désire lui donner plusieurs paramètres qui détermineront la difficulté à y vivre : composition de l'atmosphere (si présente), gravité, temperatures et luminosité.

Mon probleme est la luminosité, en relation directe avec la magniture relative de l'astre autour duquel la planète tourne et la distance?

J'imagine qu'il existe une relation mathématique entre la quantité de lumière que recoit une planète et la distance de la planète vis à vis de l'astre ainsi que la magnitude de l'astre. Oui/Non ? Si oui, quelle est-elle ?

La fonction de luminosité d'une étoile de masse M est du type :

L = Ls.(M/Ms)^alpha

avec Ls et Ms resp. la luminosité (4,2e26 W) et la masse (2e30 kg) du Soleil et alpha une fonction croissante de la masse : de 2,8 (petite étoile) à 4,0 (grosse étoile). avec une valeur médiane de 3,5, si tu veux te simplifier la vie.

Ensuite le flux d'énergie P capté par la planète sera simplement :

P = L.(R/2D)²

avec R le rayon de la planète et D la distance à l'étoile.


Bon developpement

a+

[invite5ab9ac89]

Bien le merci pour ces renseignements !

Pour des raisons ludiques, on va changer un peu les proportions des étoiles dans la galaxie, histoire d'avoir un peu plus d'étoiles "habitables" ...

Tout ceci est un peu de la science fiction, je vous l'accorde, mais autant baser l'univers du jeu sur des données les plus plausibles ! non ?

Maintenant se pose le problème des planètes et des lunes !

Je pense que l'on peut séparer les planètes en 2 catégories : les telluriques et les géantes gazeuse.

Et j'ai quelques questions pour vos lumières à tous ....


1) Est-ce normal ou le hasard que dans notre système solaire les telluriques sont les premières et les gazeuses plus loin ? J'ai besoin en fait d'établir un schéma mathématique de répartition des planètes pour chaque astre, avec nombre de planète et type (tellurique ou gazeux) ...

2) Est-ce qu'une gazeuse, en zone habitable, peut porter une lune ayant les caractéristiques de la terre ?

3) Sait-on si le nombre de lune est une fonction de la taille ou non ? Idem pour les anneaux, pour en avoir, il y a une masse minimum ? Ca c'est pour l'esthétique des planètes ...

4) Idem pour avoir une atmosphère, il faut une gravité suffisante j'imagine, mais de combien ?



Merci Merci !!!

[Gilgamesh]

Je pense que l'on peut séparer les planètes en 2 catégories : les telluriques et les géantes gazeuse.

Pour un minimum de réalisme il faut considérer 3 catégories au moins :

- les corps refractaire : manteau silicaté et noyau métallique --> planètes telluriques

- les corps glacés : manteau de glaces planétaires (H2O, CO, CO2, CH4, NH3...), noyau 'tellurique' : silicate et métaux

- les corps gazeux : manteau de gaz, noyau 'glace - tellurique'

1) Est-ce normal ou le hasard que dans notre système solaire les telluriques sont les premières et les gazeuses plus loin ? J'ai besoin en fait d'établir un schéma mathématique de répartition des planètes pour chaque astre, avec nombre de planète et type (tellurique ou gazeux) ...

Les matériaux disponibles pour la formation des planètes sont :

- du gaz (99% de la masse) : H et He4 en proportion 3/4-1/4

- des poussières (1% restant)

Ces poussières sont des petites condensations oblongues de 1 à 2 microns formés d'un noyau refractaire de métaux (Fe essentiellement) et de silicate (SiO2 et consort) entourés d'une gangue de matériaux volatiles (H2O essentiellement + toutes les autres glaces planétaire cité ci-dessus) sous forme de glace amorphe qui dissout une petite fraction de composés carbonés ('hydrocarbures').

Lors de la formation du systeme stellaire, les poussière sédimentent dans le disque d'accrétion et forme un disque fin au sein du disque de gaz plus épais.

Sous l'effet du rayonnement intense de la protoétoile, les poussières des zones internes du disques sont dépouillées de leur gangue de glace et les planètes qui se formeront à l'intérieur de ce périmètre seront telluriques.

Pour une étoiles telle que le Soleil, cette zone s'étant sur 5 UA environ.

Au dela de ce périmètre, les poussières conserve leur gangue de la glace et le matériau disponible pour l'édification des corps est grosso modo dix fois plus abondant. Tu obtiens des corps glacés.

Lorsque la masse dépasse 10 à 15 masse terrestre, le champs de gravité de l'astre est suffisant pour accréter du gaz et tu obtiens une géante gazeuse.

2) Est-ce qu'une gazeuse, en zone habitable, peut porter une lune ayant les caractéristiques de la terre ?

A priori, vue que la formation d'une gazeuse nécessite un gros noyau de glace, elle est en zone froide non habitable. Toutefois, la messe n'est pas dite, car les planètes migrent, en interaction avec le disque de gaz et de poussières au sein duquel elle se forment.

La mécanique celeste, depuis Kepler, implique que les corps situés plus près de l'astre central tourne plus vite que les corps plus extérieur. Une planète au sein d'un disque, en interaction gravitationnel avec ce dernier, va donc être accélérée par le côté interne et ralentie par le côté externe. Le détail est d'une grande technicité (1), mais disons qu'ils se forment alors deux bras spiraux de densité au sein du disque de part et d'autre de l'orbite planétaire et que ces bras ne sont pas totalement symétriques. L'écart de symétrie induit un couple et la conservation du moment cinétique du système planete-disque implique un réajustement de l'orbite de cette dernière. En fonction de la masse du disque (qui décroit avec le temps, avec une de vie totale de 10 Ma en ordre de grandeur), la planète peut être amenée à des endroit très différent de son lieu de formation. On distingue trois types de migration planétaires.

Dans les migrations dite de type I, le coeur planétaire commencerait à migrer avant d'avoir atteint sa masse adulte et continuerait à prendre du poids en migrant dans le disque. Ce type de migration concerne des planète de masse 1/10e à 10 masse terrestre et tend à rapprocher rapidement (10⁴ à 10⁵ ans) la planète de son étoile. Si le disque s'étend jusqu'à l'étoile, la planète s'y engloutie. Si le disque ne s'étend pas jusqu'à l'étoile, tronqué par exemple par un champs magnétique, la planète arrête sa migration sur le bord interne.

Dans le type II, la migration ne commence qu'après capture de l'enveloppe gazeuse, donc en théorie dans un disque "en fin de vie". Dans ce cas, la planète à vidé son sillon orbitale sur une large bande et la migration est plus "insidieuse". La planète est immobile par rapport au disque de gaz, et participe au mouvement d'accrétion qui affecte tout le disque et plonge lentement vers son étoile. En 10⁵ ans elle devrait s'y engloutir...

Dans le type III, on combine le type I (disque encore massif) et le type II (planète massive) et la, c'est hyper rapide... En qq centaines d'années la planète est précipité vers son étoile.

Ce qui est assez comique, c'est que ce phénomène de migration planétaire ont été découvert y'a longtemps (sauf le type III plus récent) dans a mesure où ils correspondent à une nécessite dynamique. Mais le résultat était gênant : à peine formée, la planète disparaissait, engloutit par son étoile... C'est bien la peine, tiens. Si elle subsitait le résultat était vraiment iconoclaste : cela donnait des "Jupiter chauds" objets qu'il faudra finalement découvrir pour se convaincre de leur réalité. Un grand nombre des 200 et qq planète découvert depuis 1995 en sont (ce sont les plus aisément détectable).

Maintenant, on recherche les mécanismes qui bloquent la migration, car faut bien expliquer Jupiter et Saturne

Bref, tout ça pour dire que tu as de relatives lattitudes vue que la communauté astrophysique nage relativement dans le brouillard pour expliquer et modeliser la formation des système planétaire. Une chose semble acquise, c'est que le paramètre clé est dans la masse initiale du disque. Gros disque, grosse planète.

Donc, ouf, tu peux avoir des gazeuses en zone habitable, premier point.

Pour la lune, il s'agit a priori d'un corps glacé formé en même temps que la planète gazeuse. Je dis a priori parce que je n'ai quasiment rien lu à ce sujet. Mais je crois bien que la capture d'un corps massif déjà formé n'est pas très réaliste.

Ca peut ainsi constituer une panète-océan (la glace fond en surface) avec une épaisse atmosphère, un "Titan chaud".

On peut aussi imaginer un corps formé dans la zone des glaces planétaires et qui aurait perdu son enveloppe, mettant à nu un delicieux noyau silicaté, avec une tectonique capable de former des magma édifiant des continents léger surnageant sur le manteau plus dense, comme sur Terre.

Je ne puis hélas te donner aucune estimation numérique fiable.

3) Sait-on si le nombre de lune est une fonction de la taille ou non ? Idem pour les anneaux, pour en avoir, il y a une masse minimum ? Ca c'est pour l'esthétique des planètes ...

Les lunes par capture, certainement. Mais ce sont alors des petits corps, d'anciennes comètes, des astéroides, ce genre de truc.

Mais pour les corps plu gros, les "petites planètes" type Io, Europe, Ganymède, Callisto ou Titan eh ben... c'est sans doute le cas, mais on n'en sais rien... Saturne qui est des centaines de fois plus massive que la Terre n'a qu'un seul gros satellite...

4) Idem pour avoir une atmosphère, il faut une gravité suffisante j'imagine, mais de combien ?

Ah ça c'est plus facile.

Tu pars de la vitesse de libération v_L du corps :



M en kg et R en mètre étant le rayon de l'astre et G la cte de gravitation 6,67e-11

Et tu regardes ensuite l'énergie cinatique moyenne des molécule de l'atmosphère, en fonction de leur température, E ~ kT (k étant le cte de Boltzmann 1,38e-23 et T la température en K) ce qui donne accès à leur vitesse pour une masse moléculaire donnée, m. Celle ci s'obtient en multipliant le numéro atomique (nombre de proton + nombre de neutron du noyau) par la masse du proton 1,67e-27 kg.

Tu as



D'où :



Si v < v_L l'astre peut conserver cette molécule dans l'atmosphère, sinon celle ci s'échappe.



a+


(1)Une belle illustration des bras spiraux résultant de l'interaction planète - disque en page 4 ici :

http://xxx.lanl.gov/pdf/astro-ph/0510393
Disk eccentricity and embedded planets
Authors: Wilhelm Kley, Gerben Dirksen (University of Tuebingen)

http://xxx.lanl.gov/pdf/astro-ph/0605237
A comparative study of disc-planet interaction
Authors: M. de Val-Borro & al

http://xxx.lanl.gov/pdf/astro-ph/0607155
On the migration of protogiant solid cores
Authors: F. S. Masset (CE-Saclay & IAUNAM), G. D'Angelo (NASA-ARC), W. Kley (Tuebingen University)

http://xxx.lanl.gov/pdf/astro-ph/0603664
On the evolution of the resonant planetary system HD128311
Authors: Zsolt Sandor (1), Willy Kley (2) ((1) Univ. Budapest, (2) Univ. Tuebingen)

[A voir en vidéo sur Futura]

[invite5ab9ac89]

Tout d'abord, je dois avouer que j'apprends plein de trucs ! Et ca, c'est super cool ...

Sous l'effet du rayonnement intense de la protoétoile, les poussières des zones internes du disques sont dépouillées de leur gangue de glace et les planètes qui se formeront à l'intérieur de ce périmètre seront telluriques.

Pour une étoiles telle que le Soleil, cette zone s'étant sur 5 UA environ.

Et on a une idée, en fonction du type d'astre, de la taille de cette zone "tellurique" ?

Cette zone où les planètes telluriques se forme à un rapport avec la zone "habitable" sus expliquée ?

Bref, tout ça pour dire que tu as de relatives lattitudes vue que la communauté astrophysique nage relativement dans le brouillard pour expliquer et modeliser la formation des système planétaire.

Ouf !
D'un autre côté, un jeu vidéo spatial, c'est un peu de science fiction, et il faut permettre de réver un peu, soit s'écarter un peu de la réalité ....

Une chose semble acquise, c'est que le paramètre clé est dans la masse initiale du disque. Gros disque, grosse planète.

Et gros disque pour grosse étoile ? ou gros disque avec petite étoile aussi c'est possible ?
En gros, ya un rapport ?

Donc, ouf, tu peux avoir des gazeuses en zone habitable, premier point.

... grâce à la migration des planètes ! Cool ...

On a une idée du nombre maximum de corps qui peuvent tourner autour d'une étoile ou cela n'a pas de limite ? (limite : taille du disque j'imagine....)
Cela rejoint ma question précédente de la taille du disque en fonction de l'étoile !

[Gilgamesh]

Et on a une idée, en fonction du type d'astre, de la taille de cette zone "tellurique" ?

Cette zone où les planètes telluriques se forme à un rapport avec la zone "habitable" sus expliquée ?

Oui il y a un rapport direct parce que la ZH est définie comme étant la zone où une planète peut avoir de l'eau liquide à sa surface, soit des températures de l'ordre de 300 K.

Mais a priori la ZH est une sous partie de la zone des tellurique.

Et gros disque pour grosse étoile ? ou gros disque avec petite étoile aussi c'est possible ?
En gros, ya un rapport ?

Oui, c'est évidement la donne de base. On va dire que l'étoile acrète 60% du nuage moleculaire originel, le reste étant éjecté du système par des jets polaires qui évacuent le moment cinétique de rotation, permettant l'acrétion vers le corps central.

Donc grosse étoile : beaucoup de planètes, ok c'est pas idiot dit comme ça. Mais, grat, grat j'aimerais te faire toucher du doigt la réalité suivante. Considère d'abord ceci, que le système planétaire représente un infime pouillème de la masse totale. Le Soleil représente 99,96% de la masse du total du système solaire, et Jupiter 80% de ce qui reste.

Par ailleurs, la masse des étoiles s'étend sur un spectre assez grand mais pas trop, disons de 1/100e à 100 masses solaires.

Par ailleurs bis, un des facteurs clé de la formation planétaire est la richesse en poussière, lié à ce qu'on appelle la "métallicité" c'est à dire la richesse en élément plus lourds que l'hélium. C'est à dire tout ce qui a été produit par un process stellaire et relargué dans l'atmosphère galactique par des étoiles en fin de vie. Ces poussières ne représentent jamais en masse plus de 2% du total. Par contre ça peut descendre très très bas. Ben c'est simple : l'univers post-big bang a une metallicité nulle et c'est l'activité stellaire qui va progressivement enrichir le milieu d'élements indispensables à la formation de poussières : Fe, Ni, Al, Mg, Si, O, C, N...

Et là, tu rentres de le monde passionant de la dynamique de l'atmosphère galactique. Ah, ah. L'enrichissement chimique est lié pour simplifier à la formation des étoiles massives (>8 Ms, disons) : bien que peu nombreuses, elles vivent peu de temps (la durée de vie en 1/M²) et leur fin brutale évacue l'essentiel de la masse dans l'environnement (disons, bouaf, 80%). En outre, l'énergie mécanique (onde de choc) de l'explosion se diffuse dans le milieu même de leur naissance, vu qu'elles n'ont pas eu le temps de migrer bien loin du charnier natal. Un milieu dense, donc, celui du nuage moléculaire qui leur a donné naissance, ce qui engendre un surcroit de naissance stellaire, dont de nouvelles étoiles massives, qui explosent peu de temps après, etc. D'où un crépitement auto-entretenu de naissances stellaires jusqu'à dispersion du nuage.

En résumé, l'enrichissement se fait par places, dans des poches de qq centaine d'années lumière. Puis les bulles chaudes des explosion, fusionnant les unes dans les autres, remontent par la poussée d'Archimède, du plancher galactique vers le sommet pour éclore dans le milieu extragalactique avant de retomber en fontaine de gaz.

Tout ça pour les bras galactiques. Les étoiles du Bulbe (je suppose que tu modélises une spirale) ont une métallicité très faibles, elles sont dites de Population II (ce sont de vieilles mémés).

Ce facteur métallicité me semble autant si même plus à même de faire varier l'efficacité de la formation planétaire que la masse du nuage protostellaire.

Ajoute à cela les aspects dynamiques - encore très mal compris - qui jouent sur la formation planétaire, tel que, tiens puisqu'on vient d'en parler, la migration planétaire, qui probablement canibalise une grande partie des corps à peine formés.

Les jeunes étoiles (appelée T-Tauri, l'étoile éponyme étant dans le Taureau) ont une très forte activité magnétique qui peut tronquer plus ou moins le disque d'accrétion. Donc empêcher par exemple que les migration I terminent sur l'étoile.

Par ailleurs, un Jupiter chaud a toute les chance de bloquer la formation de tellurique, ou de les chasser de leur orbite.

Bon, tu vas dire que je t'embête . En fait c'est juste pour que tu enrichisses ton bestaire, mais de manière raisonnée .

... grâce à la migration des planètes ! Cool ...

On a une idée du nombre maximum de corps qui peuvent tourner autour d'une étoile ou cela n'a pas de limite ? (limite : taille du disque j'imagine....)
Cela rejoint ma question précédente de la taille du disque en fonction de l'étoile !

Je m'attendais à tes questions, tu cherches à dimensionner le bouzin...

Une question que l'on n'a pas abordé mais que je mentionne en passant c'est que probablement plus de la moitié (pê 60%) des étoiles se forment en couple, avec des distances orbitales allant de 1 à pls centaine d'UA. Il est possible que ça ne "stérilise" pas le système. Mais ça complique, encore une fois dans des proportions difficile à préciser. A priori, plus le couple est distant, plus c'est favorable à une stabilité planétaire.

Bon, sinon, si j'étais toi, j'essaierais d'engendrer un échantillon représentatif de disons 1000 étoiles en faisant varier tous les critères qui te semblent pertinent dans ce que je t'ai indiqué.

La question porte sur la loi de distribution à appliquer. Le plus réaliste n'est pas la courbe en cloche, amha mais une loi lognormale.

http://www.douillet.info/~douillet/c...ts/node12.html

Cette loi "concentre" un grand nombre dans un échantillon restreint de valeur petites mais permet des monstres dans les grandes valeurs.

Pour la distribution de masse tu as des données assez solides (soit ce qui est idiqué dans le site atunivers, soit en raffinant la fonction de Salpeter).


a+