Accrétion (astrophysique) - Accretion (astrophysics)

En astrophysique , l' accrétion est l'accumulation de particules dans un objet massif en attirant gravitationnellement plus de matière, généralement de la matière gazeuse , dans un disque d'accrétion . La plupart des objets astronomiques , tels que les galaxies , les étoiles et les planètes , sont formés par des processus d'accrétion.

Aperçu

Le modèle d'accrétion que la Terre et les autres planètes telluriques ont formé à partir de matériau météorique a été proposé en 1944 par Otto Schmidt , suivi de la théorie des protoplanètes de William McCrea (1960) et enfin de la théorie de la capture de Michael Woolfson . En 1978, Andrew Prentice a ressuscité les idées laplaciennes initiales sur la formation des planètes et a développé la théorie laplacienne moderne . Aucun de ces modèles ne s'est avéré totalement efficace, et bon nombre des théories proposées étaient descriptives.

Le modèle d'accrétion de 1944 d'Otto Schmidt a été développé de manière quantitative en 1969 par Viktor Safronov . Il calcula, en détail, les différentes étapes de la formation des planètes terrestres. Depuis lors, le modèle a été développé à l'aide de simulations numériques intensives pour étudier l' accumulation planétésimale . Il est maintenant admis que les étoiles se forment par l'effondrement gravitationnel du gaz interstellaire . Avant l'effondrement, ce gaz se présente principalement sous la forme de nuages ​​moléculaires, tels que la nébuleuse d'Orion . Au fur et à mesure que le nuage s'effondre, perdant de l'énergie potentielle, il se réchauffe, gagne de l'énergie cinétique, et la conservation du moment angulaire garantit que le nuage forme un disque aplati, le disque d' accrétion .

Accrétion de galaxies

Quelques centaines de milliers d'années après le Big Bang , l' Univers s'est refroidi au point où des atomes ont pu se former. Alors que l'Univers continuait de s'étendre et de se refroidir, les atomes ont perdu suffisamment d'énergie cinétique et la matière noire a suffisamment fusionné pour former des protogalaxies . Au fur et à mesure de l'accrétion, des galaxies se sont formées. Les preuves indirectes sont répandues. Les galaxies se développent grâce à des fusions et à une accumulation régulière de gaz. L'accrétion se produit également à l'intérieur des galaxies, formant des étoiles.

Accrétion d'étoiles

Les vues en lumière visible (à gauche) et infrarouge (à droite) de la nébuleuse Trifide , un nuage géant de gaz et de poussière formant une étoile situé à 5 400 années-lumière (1 700  pc ) dans la constellation du Sagittaire

Étoiles sont pensés pour former à l' intérieur des nuages géants de froid hydrogène moléculaire - nuages moléculaires géants de plus ou moins 300 000  M et 65 années-lumière (20  pc ) de diamètre. Sur des millions d'années, les nuages ​​moléculaires géants sont sujets à l' effondrement et à la fragmentation. Ces fragments forment alors de petits noyaux denses, qui à leur tour s'effondrent en étoiles. Les noyaux varient en masse d'une fraction à plusieurs fois celle du Soleil et sont appelés nébuleuses protostellaires (protosolaires). Ils possèdent des diamètres de 2 000 à 20 000 unités astronomiques (0,01 à 0,1  pc ) et une densité de particules d'environ 10 000 à 100 000/cm 3 (160 000 à 1 600 000/cu in). Comparez-le avec la densité du nombre de particules de l'air au niveau de la mer : 2,8 × 10 19 /cm 3 (4,6 × 10 20 /cu in).

L'effondrement initial d'une nébuleuse protostellaire de masse solaire prend environ 100 000 ans. Chaque nébuleuse commence avec une certaine quantité de moment angulaire . Le gaz dans la partie centrale de la nébuleuse, avec un moment angulaire relativement faible, subit une compression rapide et forme un noyau hydrostatique chaud (non contractant) contenant une petite fraction de la masse de la nébuleuse d'origine. Ce noyau forme la graine de ce qui deviendra une étoile. Au fur et à mesure que l'effondrement se poursuit, la conservation du moment angulaire dicte que la rotation de l'enveloppe tombante s'accélère, ce qui finit par former un disque.

Image infrarouge de l'écoulement moléculaire d'une étoile nouveau-née autrement cachée HH 46/47

Au fur et à mesure que l'afflux de matière du disque se poursuit, l'enveloppe devient finalement mince et transparente et le jeune objet stellaire (YSO) devient observable, d'abord dans l' infrarouge lointain et plus tard dans le visible. À cette époque, la protoétoile commence à fusionner le deutérium . Si la protoétoile est suffisamment massive (au-dessus de 80  M J ), la fusion d'hydrogène s'ensuit. Sinon, si sa masse est trop faible, l'objet devient une naine brune . Cette naissance d'une nouvelle étoile se produit environ 100 000 ans après le début de l'effondrement. Les objets à ce stade sont connus sous le nom de protoétoiles de classe I, également appelées jeunes étoiles T Tauri , protoétoiles évoluées ou jeunes objets stellaires. À ce moment-là, l'étoile en formation a déjà accumulé une grande partie de sa masse ; la masse totale du disque et de l'enveloppe restante ne dépasse pas 10 à 20 % de la masse de l'YSO central.

Lorsque l'étoile de masse inférieure dans un système binaire entre dans une phase d'expansion, son atmosphère extérieure peut tomber sur l'étoile compacte, formant un disque d'accrétion

A l'étape suivante, l'enveloppe disparaît complètement, ayant été ramassée par le disque, et la protoétoile devient une étoile T Tauri classique. Ces derniers ont des disques d'accrétion et continuent d'accréter du gaz chaud, ce qui se manifeste par de fortes raies d'émission dans leur spectre. Les premiers ne possèdent pas de disques d'accrétion. Les étoiles T Tauri classiques évoluent en étoiles T Tauri faiblement doublées. Cela se produit après environ 1 million d'années. La masse du disque autour d' une étoile classique T Tauri est d' environ 1-3% de la masse stellaire, et il est désactualisé à un taux de 10 -7 à 10 -9  M par an. Une paire de jets bipolaires est également généralement présente. L'accrétion explique toutes les propriétés particulières des étoiles T Tauri classiques : fort flux dans les raies d'émission (jusqu'à 100 % de la luminosité intrinsèque de l'étoile), activité magnétique , variabilité photométrique et jets. Les raies d'émission se forment en fait lorsque le gaz accrété frappe la "surface" de l'étoile, ce qui se produit autour de ses pôles magnétiques . Les jets sont des sous-produits de l'accrétion : ils emportent un moment angulaire excessif. L'étage T Tauri classique dure environ 10 millions d'années. Il n'y a que quelques exemples, ce qu'on appelle le disque de Peter Pan, où l'accrétion dure plus de 20 millions d'années. Le disque finit par disparaître en raison de l'accrétion sur l'étoile centrale, de la formation de la planète, de l'éjection par des jets et de la photoévaporation par le rayonnement ultraviolet de l'étoile centrale et des étoiles proches. En conséquence, la jeune étoile devient une étoile T Tauri faiblement doublée , qui, au cours de centaines de millions d'années, évolue en une étoile ordinaire semblable au Soleil, en fonction de sa masse initiale.

Accrétion de planètes

Vue d'artiste d'un disque protoplanétaire montrant une jeune étoile en son centre

L'auto-accrétion de poussière cosmique accélère la croissance des particules en planétésimaux de la taille d'un rocher . Les planétésimaux les plus massifs accumulent certains plus petits, tandis que d'autres se brisent lors de collisions. Les disques d'accrétion sont communs autour d'étoiles plus petites, de restes stellaires dans un binaire proche , ou de trous noirs entourés de matière (comme ceux au centre des galaxies ). Certaines dynamiques dans le disque, telles que le frottement dynamique , sont nécessaires pour permettre au gaz en orbite de perdre son moment angulaire et de tomber sur l'objet massif central. Parfois, cela peut entraîner une fusion de la surface stellaire (voir Accrétion de Bondi ).

Dans la formation des planètes telluriques ou noyaux planétaires , plusieurs étapes peuvent être envisagées. Premièrement, lorsque le gaz et les grains de poussière entrent en collision, ils s'agglomèrent par des processus microphysiques tels que les forces de van der Waals et les forces électromagnétiques , formant des particules de la taille d'un micromètre ; au cours de cette étape, les mécanismes d'accumulation sont en grande partie de nature non gravitationnelle. Cependant, la formation planétésimale de l'ordre du centimètre au mètre n'est pas bien comprise, et aucune explication convaincante n'est offerte pour expliquer pourquoi ces grains s'accumuleraient plutôt que simplement rebondir. En particulier, on ne sait toujours pas comment ces objets grandissent pour devenir des planétésimaux de 0,1 à 1 km (0,06 à 0,6 mi); ce problème est connu sous le nom de « barrière de taille métrique » : au fur et à mesure que les particules de poussière se développent par coagulation, elles acquièrent des vitesses relatives de plus en plus grandes par rapport aux autres particules dans leur voisinage, ainsi qu'une vitesse de dérive systématique vers l'intérieur, qui conduit à des collisions destructrices, et limiter ainsi la croissance des agrégats à une certaine taille maximale. Ward (1996) suggère que lorsque des grains lents entrent en collision, la gravité très faible, mais non nulle, des grains en collision empêche leur fuite. On pense également que la fragmentation des grains joue un rôle important dans la reconstitution des petits grains et le maintien de l'épaisseur du disque, mais également dans le maintien d'une abondance relativement élevée de solides de toutes tailles.

Un certain nombre de mécanismes ont été proposés pour franchir la barrière « métrique ». Des concentrations locales de cailloux peuvent se former, qui s'effondrent ensuite gravitationnellement en planétésimaux de la taille de gros astéroïdes. Ces concentrations peuvent se produire passivement en raison de la structure du disque de gaz, par exemple entre les tourbillons, au niveau des bosses de pression, au bord d'un espace créé par une planète géante, ou aux limites des régions turbulentes du disque. Ou encore, les particules peuvent jouer un rôle actif dans leur concentration via un mécanisme de rétroaction appelé instabilité de flux . Dans une instabilité de flux, l'interaction entre les solides et le gaz dans le disque protoplanétaire entraîne la croissance de concentrations locales, car de nouvelles particules s'accumulent à la suite de petites concentrations, les faisant se développer en filaments massifs. Alternativement, si les grains qui se forment en raison de l'agglomération de poussière sont très poreux, leur croissance peut se poursuivre jusqu'à ce qu'ils deviennent suffisamment gros pour s'effondrer en raison de leur propre gravité. La faible densité de ces objets leur permet de rester fortement couplés au gaz, évitant ainsi les collisions à grande vitesse qui pourraient entraîner leur érosion ou leur fragmentation.

Les grains finissent par se coller les uns aux autres pour former des corps de la taille d'une montagne (ou plus gros) appelés planétésimaux. Les collisions et les interactions gravitationnelles entre planétésimaux se combinent pour produire des embryons planétaires de la taille de la Lune ( protoplanètes ) sur environ 0,1 à 1 million d'années. Enfin, les embryons planétaires entrent en collision pour former des planètes sur 10 à 100 millions d'années. Les planétésimaux sont suffisamment massifs pour que les interactions gravitationnelles mutuelles soient suffisamment importantes pour être prises en compte lors du calcul de leur évolution. La croissance est facilitée par la désintégration orbitale des corps plus petits en raison de la traînée de gaz, ce qui les empêche de s'échouer entre les orbites des embryons. D'autres collisions et accumulations conduisent à des planètes terrestres ou au noyau de planètes géantes.

Si les planétésimaux se sont formés via l'effondrement gravitationnel de concentrations locales de cailloux, leur croissance en embryons planétaires et en noyaux de planètes géantes est dominée par les accrétions supplémentaires de cailloux. L'accrétion de cailloux est facilitée par la traînée de gaz ressentie par les objets lorsqu'ils accélèrent vers un corps massif. La traînée de gaz ralentit les cailloux en dessous de la vitesse de fuite du corps massif, les faisant spiraler vers lui et s'y accréter. L'accrétion de galets peut accélérer la formation des planètes d'un facteur 1000 par rapport à l'accrétion des planétésimaux, permettant aux planètes géantes de se former avant la dissipation du disque de gaz. Pourtant, la croissance du noyau via l'accrétion de cailloux semble incompatible avec les masses et compositions finales d' Uranus et de Neptune .

La formation des planètes telluriques diffère de celle des planètes gazeuses géantes, également appelées planètes joviennes . Les particules qui composent les planètes telluriques sont constituées de métal et de roches qui se sont condensées dans le système solaire interne . Cependant, les planètes joviennes ont commencé comme de grands planétésimaux glacés, qui ont ensuite capturé l'hydrogène et l'hélium gazeux de la nébuleuse solaire . La différenciation entre ces deux classes de planétésimaux est due à la ligne de gel de la nébuleuse solaire.

Accrétion d'astéroïdes

Chondrules dans une météorite chondrite . Une échelle millimétrique est affichée.

Les météorites contiennent un enregistrement d'accrétion et d'impacts à toutes les étapes de l' origine et de l'évolution des astéroïdes ; cependant, le mécanisme d'accrétion et de croissance des astéroïdes n'est pas bien compris. Les preuves suggèrent que la croissance principale des astéroïdes peut résulter de l'accrétion assistée par gaz de chondres , qui sont des sphérules de la taille d'un millimètre qui se forment sous forme de gouttelettes fondues (ou partiellement fondues) dans l'espace avant d'être accrétées à leurs astéroïdes parents. Dans le système solaire interne, les chondres semblent avoir joué un rôle crucial dans le déclenchement de l'accrétion. La petite masse d'astéroïdes peut être due en partie à une formation inefficace de chondres au-delà de 2 UA ou à une livraison moins efficace de chondres à proximité de la protoétoile. De plus, les impacts ont contrôlé la formation et la destruction des astéroïdes et sont considérés comme un facteur majeur de leur évolution géologique.

Chondrules, grains métalliques et autres composants probablement formés dans la nébuleuse solaire . Ceux-ci se sont accumulés pour former des astéroïdes parents. Certains de ces corps ont ensuite fondu, formant des noyaux métalliques et des manteaux riches en olivine ; d'autres ont été modifiés par voie aqueuse. Après que les astéroïdes se soient refroidis, ils ont été érodés par des impacts pendant 4,5 milliards d'années, ou perturbés.

Pour que l'accrétion se produise, les vitesses d'impact doivent être inférieures à environ le double de la vitesse d'échappement, qui est d'environ 140  m/s (460  ft/s ) pour un astéroïde de rayon de 100 km (60 mi). Des modèles simples d'accrétion dans la ceinture d'astéroïdes supposent généralement que des grains de poussière de la taille d'un micromètre se collent et se déposent sur le plan médian de la nébuleuse pour former une couche dense de poussière qui, en raison des forces gravitationnelles, a été convertie en un disque de planétésimaux de la taille d'un kilomètre. . Mais, plusieurs arguments suggèrent que les astéroïdes ne se sont peut-être pas accumulés de cette façon.

Accrétion de comètes

486958 Arrokoth , un objet de la ceinture de Kuiper qui est censé représenter les planétésimaux originaux à partir desquels les planètes ont grandi

Les comètes , ou leurs précurseurs, se sont formées dans le système solaire externe, peut-être des millions d'années avant la formation de la planète. Comment et quand les comètes se sont formées est débattue, avec des implications distinctes pour la formation, la dynamique et la géologie du système solaire. Des simulations informatiques tridimensionnelles indiquent que les principales caractéristiques structurelles observées sur les noyaux cométaires peuvent être expliquées par l'accrétion par paires à faible vitesse de cométésimaux faibles. Le mécanisme de formation actuellement privilégié est celui de l' hypothèse nébulaire , qui affirme que les comètes sont probablement un vestige des « blocs de construction » planétésimaux originaux à partir desquels les planètes se sont développées.

Les astronomes pensent que les comètes proviennent à la fois du nuage d'Oort et du disque dispersé . Le disque dispersé a été créé lorsque Neptune a migré vers l'extérieur dans la ceinture proto-Kuiper, qui à l'époque était beaucoup plus proche du Soleil, et a laissé dans son sillage une population d'objets dynamiquement stables qui ne pourraient jamais être affectés par son orbite (la ceinture de Kuiper proprement dit), et une population dont les périhélies sont suffisamment proches pour que Neptune puisse encore les perturber lorsqu'elle se déplace autour du Soleil (le disque dispersé). Parce que le disque dispersé est dynamiquement actif et que la ceinture de Kuiper est relativement stable dynamiquement, le disque dispersé est maintenant considéré comme le point d'origine le plus probable pour les comètes périodiques. La théorie classique des nuages ​​d'Oort indique que le nuage d'Oort, une sphère mesurant environ 50 000 UA (0,24 pc) de rayon, s'est formé en même temps que la nébuleuse solaire et libère occasionnellement des comètes dans le système solaire interne lorsqu'une planète ou une étoile géante passe à proximité. et provoque des perturbations gravitationnelles. Des exemples de tels nuages ​​de comètes ont peut-être déjà été observés dans la nébuleuse de l' hélice .

La mission Rosetta vers la comète 67P/Churyumov-Gerasimenko a déterminé en 2015 que lorsque la chaleur du Soleil pénètre la surface, elle déclenche l'évaporation (sublimation) de la glace enfouie. Alors qu'une partie de la vapeur d'eau résultante peut s'échapper du noyau, 80 % de celle-ci se recondense en couches sous la surface. Cette observation implique que les couches minces riches en glace exposées près de la surface peuvent être une conséquence de l'activité et de l'évolution de la comète, et que la stratification globale ne se produit pas nécessairement au début de l'histoire de la formation de la comète. Alors que la plupart des scientifiques pensaient que toutes les preuves indiquaient que la structure des noyaux des comètes était constituée de tas de décombres de plus petits planétésimaux de glace d'une génération précédente, la mission Rosetta a dissipé l'idée que les comètes sont des « tas de décombres » de matériaux disparates.

Voir également

Les références