Du nuage moléculaire au système planétaire

Cette visualisation suit le scénario moderne de la formation planétaire par accrétion des solides, en quatre actes calés sur la chronologie observée des jeunes étoiles (Classes 0, I, II, III) :

• Effondrement (Classe 0/I, ≈ 0,1–0,5 Myr) : le nuage s'effondre de l'intérieur vers l'extérieur ; la conservation du moment angulaire aplatit l'enveloppe en un disque en rotation képlérienne différentielle (l'intérieur tourne plus vite que l'extérieur).
• Croissance des grains et dérive radiale (Classe II, ≈ 0,5–1,5 Myr) : les grains grossissent du µm au cm. Freinés par le gaz (qui orbite légèrement moins vite), les « cailloux » de taille mm–cm dérivent rapidement vers l'étoile — c'est la barrière de dérive. Ils s'accumulent dans les pièges de pression, notamment juste au-delà de la ligne des glaces (~170 K, ~2,7 UA pour le Soleil), où la vapeur d'eau recondense.
• Planétésimaux et accrétion de cailloux (≈ 1–3,5 Myr) : là où le rapport poussière/gaz dépasse ~1 % localement, l'instabilité de ruissellement (streaming instability) concentre les cailloux en filaments denses qui s'effondrent en planétésimaux nés gros (~100 km). Les plus massifs accrètent ensuite le flux de cailloux dérivants (pebble accretion) jusqu'à la masse d'isolement (~10–20 M⊕ vers 5 UA). Un cœur qui atteint ~10 M⊕ avant la disparition du gaz déclenche l'accrétion d'emballement de son enveloppe : une géante gazeuse naît et creuse un sillon dans le gaz — comme les anneaux sombres observés par ALMA autour de HL Tau.
• Photoévaporation et système final (≈ 3,5–8 Myr) : le rayonnement UV/X de l'étoile ouvre un trou interne qui balaie le disque de l'intérieur vers l'extérieur en ~10⁵ ans (dispersion « à deux échelles de temps »). Restent les planètes, et des ceintures de planétésimaux non consommés (analogues de la ceinture d'astéroïdes et de la ceinture de Kuiper). Les embryons rocheux internes finissent de fusionner par impacts géants.
• Accrétion ou fragmentation : une collision n'accrète que si la vitesse d'impact (∝ excitation × v_K ∝ √(M*/r)) reste de l'ordre de la vitesse de libération des corps (∝ √m). Autour d'une étoile massive, les vitesses orbitales énormes font que les petits corps se fracassent en débris au lieu de fusionner, et la croissance même des grains plafonne plus bas (barrière de fragmentation) — seuls les embryons déjà massifs survivent aux impacts.
• Mouvement vertical (3D) : chaque particule suit l'oscillateur harmonique amorti z̈ = −Ω²z − ż/t_s. Les particules découplées du gaz (chute initiale, planétésimaux, St ≳ 1) oscillent en va-et-vient autour du plan médian à la fréquence orbitale ; les petits grains couplés (St ≪ 1) sont suramortis et sédimentent de façon monotone à la vitesse terminale v ≈ St·Ω·z — d'autant plus vite que le grain grossit. Le gaz, fluide, conserve son épaisseur hydrostatique évasée H(r) : seule la poussière forme une couche fine.

Échelles compressées (choix pédagogiques)

• La rotation est ralentie d'un facteur global ~10¹² (une orbite à 1 UA dure 1 an réel), mais ses rapports respectent les lois de Newton et de Képler : Ω = √(G·M_int(r)/r³) — le nuage initial quasi homogène tourne en bloc (Ω constant, aucune raison que le centre aille plus vite), puis le profil képlérien Ω ∝ √(M*)·r^−3/2 s'installe à mesure que la masse se concentre dans l'étoile (3ᵉ loi — doubler M* accélère toutes les orbites de √2) ; orbites elliptiques au premier ordre (1ʳᵉ loi) parcourues plus vite au périastre (2ᵉ loi, loi des aires).
• Les rayons affichés suivent une échelle en √UA (sinon les planètes internes seraient invisibles) ; les tailles des corps et de l'étoile ne sont pas à l'échelle.
• La dérive radiale réelle des cailloux (~50 m/s, soit ~10 UA par 100 000 ans) est ralentie pour rester visible ; l'ordre reste correct : cailloux ≫ poussière fine, et planétésimaux insensibles au gaz.
• La turbulence est réduite à une diffusion aléatoire des rayons orbitaux, et les excentricités (amorties par le gaz, excitées par les géantes) sont purement décoratives ; la migration de type II et l'inclinaison des orbites sont ignorées ; l'hydrodynamique réelle (magnétorotation, vents de disque) n'est pas résolue.

Ce que les curseurs changent

• Masse de l'étoile (0,1–8 M☉, échelle logarithmique) : couleur de classe spectrale (naine M rouge → type G jaune → type B bleu), rotation, masse et taille du disque, position de la ligne des glaces (∝ luminosité : au-delà de ~3 M☉ elle sort du disque, tout y est rocheux ; sous ~0,2 M☉ tout le disque est glacé) et durée de vie du disque — les étoiles massives photoévaporent le leur en ~2-3 Myr (les géantes doivent se former vite), les naines M le conservent bien plus longtemps.
• Moment angulaire : rayon du disque formé par l'effondrement.
• Métallicité : abondance de poussière. En dessous de ~0,5× solaire, l'instabilité de ruissellement se déclenche rarement : peu ou pas de planétésimaux — en accord avec la corrélation observée entre métallicité stellaire et présence de planètes géantes.

Références

• Li & Youdin (2021) — seuils de l'instabilité de ruissellement (Z critique ~0,4–1 %).
• Lambrechts & Johansen (2012) — croissance rapide des cœurs de géantes par accrétion de cailloux.
• Bitsch et al. (2018) — masse d'isolement des cailloux (~10–20 M⊕ autour d'une étoile solaire).
• D'Angelo et al. — revue du modèle d'accrétion de cœur (cœur critique ~10 M⊕, Pollack et al. 1996).
• Alexander et al. — dispersion des disques ; photoévaporation et évolution « à deux échelles de temps » (Clarke et al. 2001).
• Williams & Cieza (2011) — disques protoplanétaires : durées de vie médianes 2–3 Myr.
• Ligne des glaces — ~170 K à ~2,7 UA (modèle de Hayashi 1981), dépendante de la luminosité.
• Testi et al. (Protostars & Planets VI) — tassement vertical : oscillateur amorti, particules à St < 1 amorties en ~une orbite puis sédimentation à v ≈ St·Ω·z.
• Laibe et al. (2014) — tassement vertical des grains en croissance (régimes et échelles de temps).
• Leinhardt & Stewart (2012) — issue des collisions entre corps auto-gravitants : accrétion, érosion ou disruption catastrophique selon l'énergie d'impact.
• ESO/ALMA (2014) — anneaux et sillons du disque de HL Tau.