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Vie et mort d'une planete



  1. #1
    damlenéophite

    Vie et mort d'une planete


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    Bonjour,

    J'ai une question, qui peut vous paraitre stupide mais je ne veut pas mourrir idiot alors

    Comment née et meurt une planete ?
    Comment meurt une planete, et que devient une étoile morte?
    si vous pouviez me répondre en terme simple, ce serait encore mieux!!!

    Merci pour votre aide


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  2. #2
    Gilgamesh

    Re : Vie et mort d'une planete

    Citation Envoyé par damlenéophite Voir le message
    Bonjour,

    J'ai une question, qui peut vous paraitre stupide mais je ne veut pas mourrir idiot alors

    Comment née et meurt une planete ?
    Comment meurt une planete, et que devient une étoile morte?
    si vous pouviez me répondre en terme simple, ce serait encore mieux!!!

    Merci pour votre aide

    En termes simples, disons pour commencer qu'une planète n'est pas vivante

    Donc disons plutôt : quand un astre commence t'il et cesse t'il éventuellement de correspondre à la définition d'une planète.

    Définition qui depuis peu s'énonce ainsi : corps céleste (a) qui est en orbite autour de son étoile, (b) qui possède une masse suffisante pour que sa gravité l'emporte sur les forces de cohésion du corps solide et le maintienne en équilibre hydrostatique (forme sphérique), et (c) qui a éliminé tout corps se déplaçant sur une orbite proche



    Pour la formation, je te recopie ci-après ce que j'ai rédigé pour Wikipedia, si tu veux des détails.

    En termes simples, il s'agit de l'agglomération de poussières dans un disque au moment même de la formation de l'étoile, agrégation physique au départ (de même que des flocons de neige "collent" pour former une boule de neige) puis gravitationnelle, la planète nettoyant sont orbite en faisant chuter toutes les poussières à sa surface, puis les corps plus gros, issus du même processus d'agglomération.

    Si la planète est assez massive (>13-15 masse terrestre), elle accumule en un un temps très court (100 000 ans) le gaz du disque et décuple sa masse s'il reste assez de gaz (Jupiter, Saturne).

    Voila en gros pour la naissance.

    Il n'y a pas de mort programmée d'une planète. La mort de l'étoile, c'est à dire (les étoiles n'étant pas plus que les planète des corps vivants...) la fin des réactions nucléaires au sein de l'astre ne signifie pas la fin de la planète. Juste qu'il y fait plus frisquet en surface.

    Il me semble même que si l'étoile fini en supernovae, c'est à dire par l'expulsion explosive de son enveloppe cela ne doit se traduire que par un décapage de surface, un petit recul orbital mais guère plus. Mais là je trouverais peut être des contradicteurs .

    Il y a quand même une phase de mortalité qui bien qu'on s'y intéresse depuis peu de temps, pourrait se traduire par une véritable hécatombe, au tout début du système stellaire.

    Quand le disque est encore épais et dense, il se produit un couplage orbital des jeunes planètes avec le disque qui a pour effet de les faire progresser vers l'intérieur du système. C'est ce qu'on appelle la migration planétaire. Elle peut être très rapide, parfois de l'ordre de quelque siècles, parfois plus (qq dizaine ou centaine de milliers d'années) et concerne les plus massives (les "jupiter"). Si le disque se poursuit jusqu'à l'étoile, adieu, elle est engloutie dans son enveloppe brulante. Si jeune, snif.

    De sorte que les systèmes observés pourraient -pourraient - n'être que ce qui reste du dernier contingent de kamikazes, sauvé de la noyade par l'appauvrissement du disque gazeux.

    Si le disque s'interrompt, la planète réside sur l'orbite la plus interne, parfois à qq millions de km de la surface de l'étoile à peine. Elle peut alors être dépouillé de son enveloppe gazeuse, puis de son manteau glacé et ne subsister que sous la forme de son noyau tellurique (planète chtonienne).




    Tout ceci est encore largement à l'état d'hypothèse, mais c'est un domaine jeune et qui progresse vite.



    a+





    On considère que les planètes se forment en même temps que leur étoile, par accrétion et condensation d'un nuage de gaz et de poussières sous l'influence de la gravitation. Tous les modèles de formation planétaire commencent donc par la formation d'une, voire de deux ou plus, étoiles au sein d'un effondrement, suivit par l'accrétion des poussières dans le disque résiduel circumstellaire.

    Il faut donc commencer par dire deux mots de la formation stellaire dans l'atmosphère galactique.

    Une galaxie est un corps autogravitant aplati formé de gaz plus ou moins ionisés (plus ou moins chauds autrement dit) qui se stratifient selon l'épaisseur par gravité. Le plan médian, appelé plancher galactique, le plus dense, correspond pourrait-on dire à la troposphère terrestre et c'est en son sein que se déroule la formation d'étoiles, assimilables à des précipités de gaz, suivit d'une restitution partielle sous le mode nébuleuse planétaire ou supernova, selon la masse de l'étoile. Le gaz restitué est enrichi en éléments lourds (C, N, O, Si, Al, Mg, Fe, etc.) qui se condensent en poussières, dont le rôle ultérieur est essentiel pour le phénomène qui nous occupe.

    Les étoiles naissent en groupe au sein de vastes complexes moléculaires qui parsèment le plancher galactique. Ces complexes (ou nuages) moléculaires sont ainsi nommés en référence au fait que l'hydrogène s'y présente sous forme de molécule de dihydrogène H-H. Ces « régions H2 » (à ne pas confondre avec les région HII formée d'hydrogène ionisé moins dense mais fortement émissif sous l'effet d'un rayonnement proche) sont particulièrement denses (plus de 10 000 atomes/cm3 contre 10 ou moins aux alentours, constituant les régions HII) et froides (typiquement 10 à 100 K contre typiquement 10 000 K alentours). La formation de ces régions nous introduit au phénomène central de la formation stellaire (qui se reproduira un peu différemment pour les planètes gazeuses, au moment d'accréter : l'effondrement gravitationnel).

    Il y a effondrement lorsque la force de gravité créée par le nuage excède la pression thermique résultant du couple température-densité. L'effondrement est typiquement un phénomène auto-entretenu : au fur et à mesure que les molécules du nuage se dirigent vers le centre, sa densité augmente et avec elle la gravité qu'il génère.

    Mais le processus ne peut pourtant se continuer que s'il y a moyen d'évacuer l'énergie thermique. En se contractant, c’est-à-dire en chutant librement sur lui même, le nuage convertit son énergie gravitationnelle en énergie cinétique et celle-ci engendre une pression thermique, à l'occasion de nombreux chocs. Il faut donc que le nuage rayonne, phénomène facilité par la densité croissante, qui augmente la probabilité des chocs moléculaires, à l'occasion non-élastiques.

    Il se forme ainsi au centre un noyau de gaz, appelé pour l'heure proto-étoile sur lequel tombe un flux de gaz à une vitesse qui croit avec la gravité de l'astre, c’est-à-dire avec sa masse. Un corps en chute libre percute la surface de l'astre avec une vitesse égale a la vitesse de libération de cet astre. Elle se mesure vite en dizaine de km/s pour la proto-étoile. Au bilan, l'énergie gravitationnelle du nuage (Eg = GM²/r) est convertie en chaleur à la surface du jeune astre et ceci représente une quantité rayonnée considérable. L'étoile naissante, avant même d'entamer le processus de fusion de l'hydrogène possède une température de surface 10 fois supérieure à celle qu'elle adoptera en séquence principale (soit pour le Soleil de l'ordre de 60 000 K contre 6 000 K par la suite). L'intense rayonnement de la proto étoile, situé dans les UV, permet donc la poursuite du processus, tant que le nuage qui la surplombe reste transparent.

    Cette transparence est contrecarée par la présence de poussière en densité croissante avec l'effondrement et qui l'opacifie. Toutefois en même temps que le nuage se contracte, il augmente sa vitesse angulaire de rotation afin de conserver son moment M de rotation.

    En tout point, M ~ w.r avec w la vitesse angulaire, en rad.s-1 et r la distance au centre de gravité. Si le r moyen diminue, w augmente : les pôles se dépeuplent en conséquence en faveur de l'équateur et ce tournoiement accéléré aplatit le nuage.

    Les pôles déchargés de matière, l'étoile peut rayonner librement sur une moitié de son angle solide. Par contre, la rotation de ce disque (où va se dérouler la formation planétaire) l'empêche de s'effondrer plus avant ce qui bloque le processus en l'absence de mécanismes à même de dissiper son énergie de rotation.

    Ce disque est extraordinairement ténu, par rapport à toute forme d'état de la matière qui se puisse concevoir sur Terre. Il s'agit pourtant d'un oasis dense de gaz et de poussière, à l'échelle interstellaire. Un corps de taille métrique en orbite en son sein met moins de 10 Ma pour tomber sur la proto-étoile, en dissipant son énergie gravitationnelle par frottements.

    C'est dans cet intervalle que vont pouvoir se former des planètes.

    Phase A : formation des flocules centimétriques [modifier]

    (~ 10 000 ans). Au départ, le nuage possède une opacité sur une épaisseur non négligeable (de l'ordre de 10 à 30 UA). La poussière responsable de cette opacité tombe doucement, à une vitesse de 1 à 10 m/s, au sein du gaz ténu, vers le plan de rotation. En 10 000 ans environ la proto-étoile se dote d'un disque fin de poussières (quelques km d'épaisseur) enserré dans une galette de gaz qui garde son épaisseur initiale, ou peu s'en faut. La poussière, durant sa chute au sein d'un gaz turbulent forme au hasard des flocules qui peuvent atteindre des tailles centimétriques (soit un gain de 4 ordres de grandeur). L'agrégation résulte des simples forces de contact entre grains.

    Phase B : formation des planétésimaux [modifier]

    En attendant que ces grumeaux poussiéreux aient atteint une taille kilométrique ils génèrent une traînée hydronynamique suffisante pour les faire plonger vers la surface de la jeune étoile en moins d'un siècle (pour un corps de 1 mètre situé à 1 UA). Il s'agit donc d'une étape critique. La phase de formation allant du centimètre au kilomètre (soit un gain de 5 ordres de grandeur) est une des plus difficilement modélisable, les rencontres au hasard à grande vitesse (plusieurs kilomètres à dizaines de kilomètres par seconde) étant tout autant susceptibles de pulvériser l'agrégat que de former un corps plus massif capables d'encaisser les chocs ultérieurs.

    Le résultat le plus net des travaux traitant du sujet est que rapidement un corps par sa masse fait sa loi sur son sillon planétaire et qu'il parvient à attirer gravitationnellement des poussières dans un périmètre qui excède son diamètre. À l'atteinte de ce stade, de l'ordre du kilomètre, il est à la fois attractif pour ce qui l'entoure et résistant en terme de traînée. Le planétésimal ainsi formé possède un avenir, que ce soit comme petit corps (astéroïde ou comète) ou comme planète.

    Un planétésimal individuel a un diamètre de 5 à 10 km et une masse de l'ordre de mille milliards de tonnes.

    Le système à ce stade est peuplé de milliards de comètes coexistant avec des corps solides allant du micron au kilomètre.

    Phase C : formation des cœurs planétaires [modifier]

    (~ 100 000 ans). La formation de planète à partir des planétésimaux a fait l'objet de simulations numériques qui en donnent l'image suivante.

    Au départ, des collisions aléatoires au sein d'un ensemble de milliards de planétésimaux engendrent la croissance de certains aux dépens des autres.

    Dès qu'un planétésimal a gagné une masse largement supérieure à la masse moyenne des planétésimaux voisins il peut engloutir tout ce qui se trouve dans sa zone d'influence gravitationnelle.

    Une fois le vide fait autour de lui, sa croissance s'arrête faute de matériau : on a alors affaire à un cœur planétaire dont on dit qu'il a atteint sa masse d'isolation. À une UA, cette masse d'isolation représente environ 1/10e de masse terrestre et correspond à l'agglomération d'environ un milliard de planétésimaux.

    Phase D : formation des noyaux telluriques [modifier]
    Les quatre planètes telluriques du système solaire : Mercure, Vénus, Terre et Mars
    Les quatre planètes telluriques du système solaire : Mercure, Vénus, Terre et Mars

    (~ 10 à 100 Ma). Les simulations numériques montrent que les orbites circulaires des cœurs planétaires sont perturbées par les interactions gravitationnelles mutuelles et ont tendance à devenir elliptiques, ce qui favorise la collision des cœurs et leur croissance par agglomération. Cette phase nettoie également le système en formation des innombrables planétésimaux résiduels qui, s'ils frôlent de trop près les planètes en formation sont détruits par force de marée ou expulsés dans l'espace interstellaire.

    Dans un disque circumstellaire d'environ 1/1000e de masse solaire, une planète tellurique (ou rocheuse) peut se former en 10 à 100 Ma et le scénario qui précède rend compte avec succès de leur formation.

    Phase E : formation des enveloppes gazeuses [modifier]

    (~ 100 000 ans à 1 Ma). Expliquer la formation des planètes gazeuses comme Jupiter ou Saturne dans un disque de masse minimal, tel que précédemment défini est plus problématique. Les planètes géantes sont sans doute constituées d'un cœur solide (métaux + silicates + glaces planétaires) qui doit ensuite capturer par gravité une enveloppe gazeuse, ce qui nécessite l'atteinte d'une masse critique en-deçà de laquelle la pression due à l'énergie libérée par les planétésimaux qui rentrent en collision avec le cœur planétaire est suffisante pour s'opposer à l'effondrement gravitationnel du gaz environnant, et l'enveloppe gazeuse reste peu importante. À l'emplacement des géantes gazeuses de notre système, la masse critique est de l'ordre de 15 masses terrestres ce qui correspond à peu près à la masse de Neptune ou d'Uranus.

    Au-delà de la masse critique l'accrétion ne s'arrêtera qu'après épuisement de tout le gaz disponible dans la fraction du disque où s'est formée la planète, ouvrant ainsi un sillon dans le disque protoplanétaire. On obtient ainsi des géantes gazeuses de la masse de Jupiter (trois cents masses terrestres) ou de Saturne (cent masses terrestres).

    Encore faut-il pour cela que tout le disque ne soit pas déjà retombé sur l'étoile. Or sa durée de vie n'est que de un à quelques dizaines de Ma.

    Les simulations montrent que pour former des planètes de la masse de Saturne et de Jupiter le disque doit posséder une masse de 3 à 5 fois supérieure à la masse minimale suffisante à la formation des telluriques dans le temps imparti par la durée de vie d'un disque.
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