Collisions et structuration du(es) syst

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Collisions et structuration du(es) système(s)
solaire(s)

• ... ou comment évacuer gt90 de lénergie
  potentielle du nuage qui a formé formé le système
  solaire

E.Pantin S.Charnoz
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Collisions
Pertes dénergie
Structuration
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Phase I du ?m à 1m accrétion des petits
grains (1000-10 000 ans)
Phase II du km à 1000 km effet  boule de
neige  (runaway growth) (10 000- 500 000 ans)
Phase III assemblage final ère des
proto-planètes (10-100 Myr)
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Phase I du ?m à 1m accrétion des petits
grains (1000-10 000 ans)
Disques EPAIS de gazpoussières Tailles
0.01-0.1 ?m au départ 1 ?m (collage, Van der
Waals) m (sédimentation vers plan médian)
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Problèmes restant arrivé à des tailles du m,
les particules ont un temps de vie de 100 ans
(!!) (gas drag)
Solutions possibles

• ?? tourbillons où se concentre rapidement la
  matière ?? (détruits par rotation différentielle
  ( Keplerian shear ))

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Les planètésimaux (1-10 km) sont formés
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Phase I du ?m à 1m accrétion des petits
grains (1000-10 000 ans)
Phase II du km à 1000 km effet  boule de
neige  (runaway growth) (10 000- 500 000 ans)
Phase III assemblage final ère des
proto-planètes (10-100 Myr)
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Phase II du km à 1000 km effet  boule de
neige  (runaway growth)
Les corps les plus gros prennent le dessus,
disque FROID Collisions  douces  ? accrétion
(Vimpact lt Vlib) Se simule bien en utilisant
approche  statistique 
Apparition dembryons ( lunes ) Ils sisolent
(accrétion limitée à 4 rayons de  Hill )
Terre 0.3M? en 105 ans Jupiter 30M? en
106 ans
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1-10 Myr Croissance oligarchique les corps
les plus gros controlent lévolution dynamique du
système.Etudes en cours
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Phase I du ?m à 1m accrétion des petits
grains (1000-10 000 ans)
Phase II du km à 1000 km effet  boule de
neige  (runaway growth) (10 000- 500 000 ans)
Phase III assemblage final ère des
proto-planètes (10-100 Myr)
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Phase III assemblage final des planètes
telluriques (ère des proto-planètes, 10-100 Myr)

• Perturbations gravitationnelles -gt excitation
  mutuelle des 100 embryons. Transferts dénergie
• Collisions géantes, destruction puis réaccrétion.
  Seules quelques planètes  survivent 
• Apport de leau sur Terre depuis la région des
  astéroides ?

Outils Simulations numériques N-corps
Problème comment re-régulariser le système ?
(-gt i, e0) Effet dissipatifs/transfert énergie
vers corps plus petits (négligée dans
simulations) ?
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Un cas particulier formation de la Lune par un
impact géant (100 Myr)
80 matière impacteur se retrouve dans la
lune. ?? composition si similaire entre Terre et
Lune ??
Outils hydrodynamique type SPH (desc.
Lagrangienne)
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 Late Heavy Bombardment (700-900 Myr)
Jupiter et Saturne entrent en résonance mutuelle
(?e ? agitation), disruption de la proto-ceinture
de Kuiper. Grand brassage de matière dans le
système solaire ! Cratèrisation de la lune.
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Phase I du ?m à 1m accrétion des petits
grains (1000-10 000 ans)
Phase II du km à 1000 km effet  boule de
neige  (runaway growth) (10 000- 500 000 ans)
Phase III assemblage final ère des
proto-planètes (10-100 Myr)
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Structuration des disques de débris (10-? Myr)
Planètes géantes formées en 10 Myr
planètésimaux
Disques de poussières, 2ème génération re-créés
et entretenus par collisions ou évaporation de
planètésimaux (trem 10000 ans).
Interactions planètes-poussières qui migre
radialement (pression radiation, PR) gt
structures (vides internes, assymétries)
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Cas bien particulier disque de ? Pictoris
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Phase III assemblage final ère des
proto-planètes planètes géantes