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Oph-IRS 48 et la genèse turbulente des planètes, selon Pierre Barge

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Dans la première partie de l'interview de l'astronome Pierre Barge, nous avons découvert un disque de transition observé avec l'instrument Alma autour de l'étoile Oph-IRS 48. Une structure tourbillonnaire y concentre des grains de poussières de plus grandes tailles que dans le reste de l'anneau. Cette structure correspond à celle qu'avait proposée en 1995 Pierre Barge et Joël Sommeria, pour expliquer la genèse des planètes dans un disque protoplanétaire.

Pierre Barge est astronome au sein du Laboratoire d'astrophysique de Marseille (Lam). En 1995, avec Joël Sommeria, il a proposé un scénario de formation planétaire utilisant une analogie avec la tache rouge découverte par Cassini à la surface de Jupiter. En 1994, il s’est aussi lancé dans la préparation de la mission spatiale Corot dont l'objectif était la découverte de systèmes exoplanétaires. © Cnes

Quelle est la clé du modèle développé par Pierre Barge et Joël Sommeria en 1995 pour expliquer la formation des systèmes planétaires et comment les deux chercheurs ont-ils débloqué un point essentiel de la connaissance ? Dans la première partie de notre entretien avec lui, Pierre Barge présentait la nature des observations du disque entourant l'étoile Oph-IRS 48, réalisées avec le radiotélescope Alma. Dans cette seconde partie de l'interview, Pierre Barge livre des explications. Il semble bel et bien que lui et son collègue aient trouvé une solution en cosmogonie capable de résoudre une énigme de la naissance des planètes, et donc de l'évolution de la matière ayant conduit du Big Bang au vivant.

Futura-Sciences : Est-il exact que l’un des problèmes principaux de la phase disque concerne la croissance des « cailloux » par accrétion pour former des planétésimaux ? La friction sur le gaz du disque protoplanétaire fait en effet dériver ces blocs rocheux vers le Soleil. Ils croissent alors trop lentement par accrétion et sont capturés par le Soleil, de sorte que le disque protoplanétaire se vide avant de disposer d’une formation suffisamment importante de planétésimaux.

Pierre Barge : Oui, c'est ce qu'on appelle entre astronomes la « barrière du mètre ». On sait que toutes les particules solides dérivent progressivement vers le Soleil. C'est un phénomène lié à la différence systématique de vitesse qui existe entre les particules et le gaz. Il existe une force de pression dans le gaz, qui tend à tourner plus lentement que les particules. En conséquence les particules frottent systématiquement sur le gaz. L'effet est négligeable pour les plus petites (qui sont « collées » dans le gaz) et pour les très grosses (qui sont trop massives pour être sensibles au gaz). En fait, seules les particules de tailles intermédiaires (environ un mètre) sont exposées à une friction ayant des conséquences importantes sur leur mouvement. Elles tombent rapidement vers leur étoile, en un millier d'années. Par exemple une particule lâchée à la distance de Jupiter se retrouve sur le Soleil en moins de 1.000 ans.

Une vidéo réalisée en images de synthèse montrant une plongée dans un disque protoplanétaire. On descend ensuite à l'échelle des poussières et grains rocheux entrant en collision. Parfois ces poussières et ces grains se collent les uns aux autres, et c'est ainsi que des objets peuvent croître jusqu'à la formation des planétésimaux à partir de grains de poussières silicatés et carbonés. © Eso, YouTube

Avec Joël Sommeria vous aviez  proposé en 1995 une solution pour franchir cette barrière et il semble aujourd’hui que les observations d’Oph-IRS 48 par Alma montrent pour la première fois que vous aviez vu juste. Comment en êtes-vous venus au modèle des tourbillons piégeant les poussières et les « cailloux » dans un disque protoplanétaire ?

Pierre Barge : Notre modèle provient de la simple constatation que la tache rouge de Jupiter, connue depuis plus de 300 ans dans l'atmosphère de cette planète, est en fait un tourbillon de gaz anticyclonique. La tache est rouge parce que les colloïdes en suspension dans le gaz (oxyde de fer) s'accumulent au cœur du tourbillon. À l'époque de notre modèle, il était avéré que des tourbillons à grande échelle pouvaient survivre très longtemps dans les écoulements de gaz quand ceux-ci sont très minces. La partie supérieure de l'atmosphère de Jupiter peut être considérée comme très mince et se trouve donc propice à la formation de structures tourbillonnaires géantes et persistantes. Tout ceci est une propriété de la turbulence bidimensionnelle et se vérifie aussi bien en théorie que dans les expériences en laboratoire. Les disques protoplanétaires dont le gaz s'écoule autour de l'étoile centrale peuvent eux aussi être considérés comme très minces et on pouvait s'attendre à ce que de grandes structures tourbillonnaires s'y développent également.

Une vue d’échelle entre la Terre et la Grande Tache Rouge de Jupiter. C'est un anticyclone très stable existant depuis au moins 300 ans dans l'atmosphère de Jupiter.
Une vue d’échelle entre la Terre et la Grande Tache Rouge de Jupiter. C'est un anticyclone très stable existant depuis au moins 300 ans dans l'atmosphère de Jupiter. © Nasa

Notre idée de départ a donc été une analogie avec la tache rouge de Jupiter. Pourquoi de tels tourbillons ne pourraient-ils pas exister dans ces disques protoplanétaires minces ? Si de tels tourbillons existent dans les disques, ne pourraient-ils pas capturer les particules en suspension dans le gaz, et donc accélérer les processus de formation des planètes. C'est cette idée que nous avons défendue dans l'article de 1995 en l'étayant avec des arguments généraux et avec un modèle simple de tourbillon.

Évidemment, nous ne disions rien dans cet article des mécanismes physiques à l'origine des tourbillons. Nous avions bien quelques idées là-dessus mais que nous n'avons pas développées plus avant, car nous étions trop pris par d'autres activités et responsabilités. Ce sont d'autres chercheurs qui ont étudié ces mécanismes et qui ont identifié certains d'entre eux comme probables dans les disques protoplanétaires.

Des tourbillons anticycloniques, contrairement à ceux qui sont cycloniques, ont tendance à être stables dans un disque mince en rotation. Mais le sont-ils vraiment assez pour permettre aux planétésimaux de se former en quantité suffisante pour expliquer la formation du Système solaire ?

Pierre Barge : C'est tout le problème. Comment se forment les tourbillons dans les disques ? Sont-ils stables ? Quelle est leur durée de vie dans des disques réels à 3D ? Ces questions ont été abordées par des chercheurs de différentes équipes et j'y travaille moi-même en ce moment avec d'autres chercheurs de notre université. Mais en 1995, nous n'avions pas fait de simulations pour étudier la stabilité des tourbillons. Nous avons supposé que de tels tourbillons existaient et, dans ce cas, nous avons montré que ces tourbillons pouvaient capturer de grandes quantités de particules solides. Plus généralement, ce sont les mouvements tourbillonnaires aléatoires (turbulents) ou organisés (tourbillons cohérents) du gaz qui tendent à ralentir l'effet de dérive vers le Soleil, en capturant de façon plus ou moins transitoire les particules contenues dans le gaz. Cela facilite donc les phénomènes de croissance ou l'instabilité gravitationnelle conduisant à des corps plus gros (planétésimaux ou cœurs planétaires).

Cette simulation informatique montre comment un tourbillon peut se former lorsqu’une planète massive est en interaction avec un disque autour d'une jeune étoile. Elle montre comment la densité du gaz évolue quand une planète d'une masse de 10 fois celle de Jupiter est située à 20 fois la distance Terre-Soleil de l'étoile centrale. On voit clairement un trou dans le disque de gaz et de poussières autour de l’étoile dans laquelle orbite la planète géante. Un vortex à grande échelle est créé sur le bord de l'anneau entourant le disque interne de l’étoile centrale. Ce tourbillon peut survivre pendant un temps équivalent à plus de 1.000 périodes orbitales de la planète. Il peut piéger des particules de tailles millimétriques pendant des millions d'années et permet d'expliquer la structure observée avec Alma dans le disque autour d’Oph-IRS 48. © P. Pinilla, ESO, YouTube

Avec les premières simulations 3D il y a eu une période de flottement pendant laquelle certains obtenaient des structures complexes mais pas de tourbillons 3D stables. Puis, la découverte d'une instabilité qui tend à détruire les tourbillons 3D (l'instabilité « elliptique ») laissait peu de place pour le domaine de stabilité de ces tourbillons, mais n'en interdisait pas la possibilité. Ce n'est que depuis un ou deux ans que les simulations et la théorie se rejoignent pour montrer que des tourbillons 3D stables peuvent exister dans les disques protoplanétaires. Aujourd'hui, il semble bel et bien que l'on en observe un dans le disque de transition autour de Oph-IRS 48.

L’idée de faire intervenir des anticyclones pour la formation des planètes rappelle la théorie des tourbillons de Descartes, qui lui aussi avait tenté de construire une théorie cosmogonique du Système solaire. On pense aussi aux tentatives de von Weizsäcker qui, dans ses articles de 1944 à 1948, accordait un rôle important à la turbulence. Ces théories vous ont-elles inspiré ?

Pierre Barge : Pour Descartes, il s'agissait d'une conception particulière du monde. Il voyait l'espace peuplé de tourbillons qui entraînent les corps célestes dans leurs mouvements. Notre modèle est très loin de ces considérations, plus philosophiques que scientifiques.

Richard von Weizsäcker était le jeune protégé de Werner Heisenberg et Niels Bohr lorsqu’il commença des études de physique, mathématique et astronomie en 1929. Passionné toute sa vie par la philosophie, dont il fut professeur de 1957 à 1959 à l’université de Hambourg, il n’en était pas moins un physicien accompli. Ses contributions les plus célèbres sont la fameuse formule de Bethe-Weizsäcker pour l’énergie des noyaux et le cycle de réactions de fusions thermonucléaires (dit cycle CNO ou encore de Bethe-Weizsäcker), à l’origine de l’énergie de certaines étoiles. À la fin des années 1940, il reprit les idées de Descartes sur le rôle de la turbulence dans la formation des planètes au sein de la nébuleuse protosolaire.
Carl von Weizsäcker était le jeune protégé de Werner Heisenberg et Niels Bohr lorsqu’il commença des études de physique, mathématique et astronomie en 1929. Passionné toute sa vie par la philosophie, dont il fut professeur de 1957 à 1959 à l’université de Hambourg, il n’en était pas moins un physicien accompli. Ses contributions les plus célèbres sont la fameuse formule de Bethe-Weizsäcker pour l’énergie des noyaux et le cycle de réactions de fusions thermonucléaires (dit cycle CNO ou encore de Bethe-Weizsäcker), à l’origine de l’énergie de certaines étoiles. À la fin des années 1940, il reprit les idées de Descartes sur le rôle de la turbulence dans la formation des planètes au sein de la nébuleuse protosolaire. © Ian Howard

Pour von Weizsäcker c'est autre chose. Il s'agit d'un modèle erroné de la turbulence. Des tourbillons s'organiseraient dans le gaz tournant autour du Soleil en un réseau concentrique, les anneaux de tourbillons tournant les uns sur les autres un peu comme dans un roulement à billes. Dans ce modèle, il faut d'ailleurs remarquer que les planètes ne se forment pas au centre des tourbillons. Cela est dû au fait que les tourbillons de Weizsäcker sont des cyclones et non des anticyclones ; les particules sont éjectées des tourbillons par effet centrifuge et vont s'agglutiner entre les anneaux de tourbillons (à leur jonction). Cela constitue aussi une différence essentielle entre ce modèle et le nôtre. Nous ne nous sommes pas du tout inspirés de ces théories cosmogoniques antérieures, mais il était légitime de les citer.