Les disques et l’architecture des systèmes planétaires

Mots clés

Caractérisation orbitale, disques de débris, interaction planètes-disque, nuage exozodiacal, poussières

Motivations

Les ingrédients des systèmes extra-solaires sont variés et ne se limitent pas aux planètes telluriques, gazeuses et glacées observées dans notre système solaire dans un même plan orbital à des distances croissantes du soleil. On observe également des ceintures de planétésimaux ou des poussières interplanétaires, en orbite plus ou moins proche autour de l’étoile centrale, et des planètes dont la position ou l’inclinaison de leur orbite témoignent de migrations ou d’interactions dynamiques importantes. L’étude de l’architecture des systèmes, de la dynamique des planètes, de leurs liens avec les ceintures de planétésimaux, et des propriétés des poussières présentes dans ces disques sont donc autant de leviers pour remonter à l’historique du système et comprendre leur formation et évolution, dans toute leur diversité, pour mettre en perspective notre propre système solaire.

L’étude des système extra-solaires a en effet révélé une grande diversité d’architectures, avec des analogues à notre ceinture de Kuiper bien plus massifs ou étendus, présentant souvent des morphologies asymmétriques, des planètes sur des orbites parfois excentriques ou non-alignés, des géantes gazeuses ou des planètes telluriques sur de très courtes orbites, pour ne citer que quelques exemples. De nombreuses questions scientifiques animent la communauté sur ces problématiques, et notre équipe en particulier, comme par exemple :

  • comment expliquer la diversité des architectures observées, aussi bien des disques de débris que des configurations orbitales. Quel est le lien avec les propriétés de l’étoile hôte, notamment son type spectral ?
  • quel est le lien entre les régions internes des systèmes planétaires, comprenant parfois des super-Terres, ou des Jupiters chauds et les régions externes où résident des géantes gazeuses ou de glace et des anneaux de débris plus froids ?
  • quelles sont les propriétés des poussières, aussi bien dans les zones internes (poussières zodiacales) qu’à plus grande distance de leur étoile (poussières exo-cométaires) pour remonter aux conditions d’assemblage des planétésimaux et de croissance des poussières et à leur composition.

Objectifs

L’objectif est d’explorer l’architecture des systèmes extra-solaires dans toute leur diversité pour comprendre comment les planètes et leur disque ont évolués pour atteindre la configuration observée dans les système de classe III autour d’étoiles de la séquence principale. Cela comprend donc :

  • la caractérisation des orbites planétaires pour avoir une vision globale de l’architecture des systèmes (Fig. 1)
  • l’étude des propriétés des disques de débris ou des nuages exozodiacals, à l’aide de l’observation de leur émission thermique ou diffusée (Fig. 2) et (Fig. 3)
  • la modélisation de la dynamique des systèmes (Fig. 2) et des interactions entre planètes ou entre les planètes et le disque (Fig. 4)

Méthodes

Obtenir une vision d’ensemble d’un système extrasolaire requiert de combiner les techniques de détection, notamment les vitesses radiales et transits sensibles aux planètes à plus courte période, l’astrométrie absolue ou relative rendue possible par la mission Gaia ou l’interférométrie, et l’imagerie directe pour les régions les plus éloignées autour de systèmes jeunes. Notre équipe développe des outils permettant de combiner ces techniques et contraindre la présence de planètes. C’est notamment l’un des objectifs de l’ERC COBREX dont notre équipe rassemble plusieurs acteurs. L’analyse de l’astrométrie des planètes requiert des outils de codes d’évolution orbitale (intégrateurs symplectique, codes N-corps) permettant également de tester la stabilité orbitale. Enfin, pour l’étude des disques et des propriétés de poussières, nous nous appuyons sur des outils de transfert radiatif (MCFOST, GRaTeR), de modélisation inverse (forward-modelling) et des algorithmes de traitement d’images en haut contraste adaptés pour extraire la morphologie et les propriétés de diffusion des particules. Des ERC (Dust2Planets) et ANR (DDISK) sont en cours sur ces thématiques. L’interprétation des signaux est facilitée par des codes numériques et des expériences de laboratoires (analogies micro-ondes ou diffusion laser). La présence de poussières zodiacales est étudiées par des techniques interférométriques et les mécanismes de transport des poussières vers les régions internes sont modélisés par des codes numériques.

Contacts

Jean-Charles Augereau, Carine Babusiaux, Hervé Beust, Alexis Carlotti, Celia Desgrange, Julien Milli, Philippe Priolet, Sophia Stasevic

Illustrations

Fig. 1 : Comparaison des limites de détection obtenues en combinant vitesses radiales avec HARPS (RV) et imagerie directe avec SPHERE (DI) sur 2 systèmes : une étoile jeune à 100 pc , HD95086, hôte d’une planète géante de 5 masses de Jupiter, et GJ 229, naine M de plusieurs milliards d’années à 6 pc, orbitée par une naine brune et 2 super-Terres // Comparison of the detection limit obtained by combining radial velocities with HARPS (RV) with direct imagine with SPHERE (DI) on 2 systems : a young star at 100pc, HD95086, host of a 5-Jupiter-mass giant planet, and GJ 229, red dwarf of several billion years at 6 pc, orbited by a brown dwarf and 2 super-Earths.



Fig. 2 : Images multi-époques du disque de débris de AU Mic, montrant des concentrations de poussières en dessus du plan médian du disque se déplacant vers l’extérieur du système // Multi-epoch images of the debris disc around AU Mic, showing concentrations of dust above and below the disc midplane moving outwards at high velocity.



Fig. 3 : Le disque de débris HR4796, et ses asymétries de brillances résultant d’une fonction de phase anisotrope des particules de poussières, avec une forte diffusion vers l’avant et une rétrodiffusion. // The debris disc around HR 4796, with brightness asymmetries resulting from the anisotropic phase function of its dust particles with a enhanced forward-scattering and mild backward-scattering.



Fig. 4 : Modélisation N corps du disque de planétésimaux entourant l’étoile beta Pictoris, sous l’influence des perturbations gravitationnelles des 2 planètes géantes b et c détectées par imagerie directe et interférométrie / astrométrie / vitesses radiales respectivement // N-body simulation of the planetesimal disc surrounding the star beta Pictoris, under the gravitational influence of 2 giant planets, b and c, detected in direct imaging and radial velocity / astrometry / interferometry respectively.