Origine des super-terres

Les super-terres sont les planètes les plus abondantes que l’on connaisse dans la Galaxie. La taille de ces planètes est comprise entre celle de la Terre et de Neptune et beaucoup ont des périodes orbitales inférieures à celle de Mercure. Environ la moitié de toutes les étoiles de type Soleil ont au moins une super-terre, souvent au sein de systèmes multiples : jusqu’à sept super-terres ont été trouvées autour d’une même étoile.

Comment se forment ces super-terres ? La formation des planètes débute dans des disques de gaz (99%) et de poussière (1%) autour de jeunes étoiles. Le modèle le plus simple suppose que les super-Terres se sont formées là où elles sont observées par l’accumulation collisionnelle progressive de petits corps rocheux. Mais aux faibles distances orbitales où l’on trouve ces planètes, la croissance est tellement rapide que les interactions gravitationnelles avec le disque sont importantes et provoquent la migration des planètes vers l’intérieur, c’est-à-dire la diminution du rayon de leur orbite. Ainsi ce modèle in situ ne semble pas cohérent. Ces planètes ont forcément bougé durant leur formation.

Nous avons développé au LAB un modèle cohérent pour la formation des super-terres qui prend en compte la migration. Notre modèle décrit la formation à partir d’embryons planétaires (les briques de construction des planètes) au sein du disque de gaz et de poussières. Les embryons sont massifs loin de l’étoile, là où l’eau peut se condenser en glace, mais rocheux et plus petits lorsqu’ils se forment plus près de l’étoile. Dans notre modèle, les grands embryons qui ont grossi au-delà d’une certaine taille dans les parties externes du disque migrent vers l’étoile. Près du centre, le disque est tronqué par ses interactions avec l’étoile. Si un embryon atteint ce bord interne du disque, sa migration est arrêtée. Les embryons suivants qui migrent vers l’étoile n’entrent pas forcément en collision, mais sont plutôt piégés dans des résonances orbitales. Ce sont des configurations dans lesquelles le rapport des périodes orbitales de planètes adjacentes est un rapport de deux petits nombres entiers. Dans une résonance 3:2 par exemple, la planète interne fait 3 révolutions quand sa voisine en fait 2. Ces résonances sont fréquentes dans les systèmes de satellites du système solaire (par exemple parmi les satellites galiléens de Jupiter). À mesure que la migration continue, les embryons s’accumulent dans de longues chaînes où chaque paire de planètes voisines est en résonance. Parfois, ces chaînes deviennent instables et les planètes entrent en collision. Cependant, tant que le disque de gaz est encore présent, les planètes ainsi générées relancent leur migration et reconstruisent la chaîne résonnante.

Après quelques millions d’années, le disque de gaz se dissipe, mettant fin à la phase de migration. À ce stade, notre modèle prédit que tous les systèmes de super-terres sont dans de longues chaînes de résonances. Cependant, ce sont essentiellement les effets dissipatifs du gaz qui ont permis de garder ces chaînes résonnantes stables. Lorsque le gaz s’appauvrit, les chaînes de résonances deviennent généralement instables. Cela conduit à une phase finale de collisions géantes entre les planètes. Notre modèle reproduit bien les systèmes super-terrestres observés, qui incluent une poignée de systèmes résonnants (tels que le système TRAPPIST-1, une chaîne résonante 7-planètes) et une majorité de systèmes non résonnants.

Notre modèle peut également aider à comprendre pourquoi le système solaire n’a pas de super-terre. Imaginez un convoi d’embryons en pleine migration vers l’étoile. Si l’une de ces protoplanètes atteint une certaine masse (supérieure à 10 masses terrestres) quand le disque est encore présent, elle se met à grossir rapidement en accrétant le gaz du disque et devient une géante gazeuse comme Jupiter. Ce géant de gaz bloque alors la migration vers l’intérieur d’embryons plus éloignés, les empêchant de devenir super-terres. Si notre Jupiter s’est formé rapidement, cela aurait bloqué la migration vers l’intérieur du noyau de Saturne et des géantes glacées (Uranus et Neptune). Les planètes externes peuvent donc représenter des super-terres échouées, dont la migration vers l’intérieur a été bloquée. Jupiter aurait protégé les planètes telluriques (qui sont trop petites pour subir la migration) d’une invasion de super-terres migrantes. Cette idée prédit que les systèmes avec de nombreuses super-terres doivent être anti-corrélés avec la présence de planètes géantes gazeuses sur des orbites larges. Les statistiques sur les exoplanètes ne permettent pas encore de vérifier ou invalider cette hypothèse mais le pourront d’ici peu.

 

Cette recherche a commencé au LAB lors de la thèse de Christophe Cossou (thèse 2013) et a été menée par le postdoc Andre Izidoro (au LAB 2014-2016). Arnaud Pierens et Franck Hersant y ont aussi contribué.

Contacts au LAB : Sean Raymond, Arnaud Pierens

Pour aller plus loin : Andre Izidoro et al. (2017)