Disque de débris

Un article de Wikipédia, l'encyclopédie libre.
Aller à : navigation, rechercher
Disque de débris vu par la tranche autour de AU Microscopii. (Image du Télescope spatial Hubble)
Disque de débris gauchi, vu par la tranche, autour de β Pictoris. (Image du Télescope spatial Hubble)
Photographie par le télescope spatial Hubble de disques de débris autour des étoiles HD 53143 (à gauche) et HD 139664 (à droite).


Un disque de débris est un disque circumstellaire formé de poussière et d'astéroïdes de toutes tailles et ne contenant que peu ou pas de gaz. Autour du Soleil, la ceinture de Kuiper constitue un tel disque. Les premiers disques de débris découverts le furent autour de Véga, Fomalhaut et β Pictoris[1].

Un disque de débris est typiquement constitué de grains de 1 à 100 μm qui se déplacent en tournoyant vers l'étoile en raison de l'effet Poynting-Robertson. La déplétion a lieu sur un ordre de grandeur de 10 millions d'années, de sorte qu'un mécanisme de remplissage du disque est nécessaire pour expliquer leur longévité : la collision entre petits corps gravitationnellement perturbés par un système planétaire interne est l'hypothèse retenue.

Les disques de débris du Système solaire[modifier | modifier le code]

Le Système solaire possède au moins huit disques de ce type :

La plupart des disques extra-solaires détectés jusqu’à présent ressemblent à la ceinture de Kuiper, mais avec plusieurs ordres de grandeur de poussières en plus. Les instruments actuels ne nous permettent pas de détecter des disques de débris aussi ténus que ceux du Système solaire.

Véga, première étoile extra-solaire possédant des corps solides[modifier | modifier le code]

Le premier disque de débris extra-solaire a été découvert autour de Véga en 1984 par Aumann et al.[4] (d’où le nom d’étoiles de type Véga pour les étoiles possédant un disque de débris). C’est lors d’observations routinières afin de calibrer le télescope, que l’équipe d’IRAS découvrit que Véga avait une émission dans les longueurs d’ondes infrarouges bien supérieures à l’émission due à la photosphère uniquement. IRAS est un télescope spatial de 0,57 m lancé en 1983, ayant pour mission de réaliser un relevé complet du ciel dans les bandes infrarouges centrées sur 12, 25, 60 et 100 μm. Véga (aussi nommée α Lyrae) est une étoile A0V (voir type spectral) d’environ 10 000 K, c’est une étoile de calibrage photométrique de l’hémisphère nord. Elle a été observée comme telle par IRAS, dans un mode de calibrage qui était plus précis que dans le cas d’observations faites lors du relevé du ciel.

En extrapolant l’émission d’un corps noir à 10 000 K, Aumann et al. (1984) ont conclu que l’excès observé par rapport à l’émission de la photosphère seule est de 16 à 100 μm. Aucun excès n’avait été détecté jusqu’à des longueurs d’ondes de 20 μm jusqu’alors. Puisque la perte de masse de l’étoile est inférieure à 10−12M⊙an-1, ils ont déduit que la source de cet excédent était des poussières en équilibre thermique avec l’étoile. En modélisant cet excès, ils ont conclu que les grains de poussière étaient à 85 UA de l’étoile, qu’ils avaient un rayon de l’ordre du millimètre et qu’ils possédaient une température de 85 K. Ils ont d’abord inféré que cet excès provenait d’un disque protoplanétaire mais une étude plus approfondie des étoiles Véga, Fomalhaut et β Pictoris a résulté en l’excitante découverte que ces objets étaient les premières étoiles de la séquence principale, mis à part notre soleil, qui possèdent des matériaux solides, sans avoir une perte de masse significative.

Environ dix ans avant la première détection de planètes extra-solaires, il y avait des preuves indirectes de la présence de corps rocheux autour d’étoiles autre que le Soleil.

La formation des disques de débris[modifier | modifier le code]

Une partie de la lumière de l’étoile est absorbée par les particules de poussière et ré-émise sous forme de radiation infrarouge. Cette émission provoque une chute en spirale des particules vers le Soleil et leur destruction, connue sous le nom d’effet Poynting-Robertson. Lorsque le disque de débris est dense, ce qui est le cas pour la plupart des disques détectés jusqu’à ce jour, les grains de poussières ont une grande probabilité d’entrer en collision les uns avec les autres. Si la trajectoire d’un grain de poussière est trop perturbée, il sera éjecté du disque par la pression de radiation. Ainsi, les disques de débris ont une durée de vie courte, jusqu’à dix millions d’années. Cependant, ils sont présents autour d’étoiles de tout âge, ce qui implique la présence d’un mécanisme continuel de remplissage du disque[5]. Celui-ci est la collision de planétésimaux et la sublimation de comètes[6],[7]. Ces processus dynamiques créant ces disques contiennent des informations sur la présence de corps rocheux. La distribution spatiale du disque, sa forme et les caractéristiques des poussières le constituant sont autant d’informations sur les planétésimaux, sur l’évolution du système et sur la possible présence de planètes.

Observer des disques de débris est un outil précieux pour étudier les corps solides autour d’étoiles et pour comprendre la dynamique des systèmes planétaires (voir les excellentes revues de Wyatt (2008)[8]et de Krivov (2010) [9]). Par exemple, s’il y avait une production continue de poussières formant un disque tel qu’observé autour de Véga durant l’intégralité de sa vie, une masse initiale de planétésimaux de plusieurs centaines de fois la masse de Jupiter serait nécessaire. Il est plus probable que la poussière observée autour de Véga provienne d’une collision récente de comètes ou d’astéroïdes de masses moyennes. Le disque de Véga serait donc relativement jeune par rapport à l’étoile et devrait disparaître en l’absence de nouvelles collisions.

Planètes et disques de débris[modifier | modifier le code]

Il est possible d’utiliser les disques de débris résolus pour inférer la présence de planètes qui perturbent le disque. Des observations de Véga au télescope CHARA, réseau de six télescopes de 1 m de diamètre, au Mont Wilson (États-Unis), ont permis de détecter un anneau intérieur de poussières, à 8 UA. Ces poussières seraient la preuve de perturbations dynamiques existant au sein du système. Ce qui pourrait être dû à un intense bombardement cométaire ou météoritique, comparable au grand bombardement tardif et pourrait donc être la preuve de la présence d’un système planétaire[10].

Inventaire[modifier | modifier le code]

En novembre 2008 on dénombrait plus de 900 disques de débris[11]. Le tableau ci-dessous reprend quelques-uns d'entre eux :

Étoile Classe spectrale[12] Distance
(al)
Orbite
(ua)
Epsilon Eridani[13] K2V 51.8 89-110
Tau Ceti[14] G8V 11,9 35–50
Véga[15],[16] A0V 25 86–200
AU Microscopii[17] M1Ve 33 50–150
HD 181327[18] F5.5V 51.8 89-110
HD 69830[19] K0V 41 <1
55 Cancri A[20] G8V 41 27–50
Pi1 Ursae Majoris[21] G1.5Vb 46,5  ?
HD 139664[22] F5IV-V 57 60–109
Eta Corvi[23] F2V 59 100–150
HD 53143[22] K1V 60  ?
Beta Pictoris[16] A5V 63 25–550
Zeta Leporis[24] A2Vann 70 2–8
HD 92945[25] K1V 72 45–175
HD 107146[26] G2V 88 130
Fomalhaut[27] A3V 25 133
HD 98800[28] inconnu 150 1
HD 12039[29] G3-5V 137 5
HD 15115[30] F2V 150 315–550
HR 4796 A[31],[32] A0V 220 200
HD 141569[32] B9.5e 320 400
HD 113766 A[33] F4V 430 0,35–5,8

Liens internes[modifier | modifier le code]

Documentation[modifier | modifier le code]

  1. (en) Gillett, F. C., « IRAS observations of cool excess around main sequence stars », Astrophysics and Space Science Library, vol. 124,‎ 1986, p. 61-69 (lire en ligne)
  2. (en) Ipatov, S. I.; Mather J. C., « Migration of small bodies and dust to near-Earth space », Advances in Space Research, vol. 37,‎ 2006, p. 126-137 (lien DOI?, lire en ligne)
  3. (en) Krasinsky, G. A.; Pitjeva, E.V.; Vasilyev, M. V., « Hidden Mass in the Asteroid Belt », Icarus, vol. 158,‎ 2002, p. 98-105 (lien DOI?, lire en ligne)
  4. (en) Aumann, H. H. et al., « Discovery of a shell around Alpha Lyrae », Astrophysical Journal, vol. 278,‎ 1984, p. L23-L27 (lien DOI?, lire en ligne)
  5. (en) D., E. Backman, Protostars and Planets III : Main-sequence stars with circumstellar solid material - The VEGA phenomenon, E. H. Levy & J. I. Lunine,‎ 1993 (résumé), p. 1253-1304
  6. (en) D. R. Williams et G. W. Wetherill, « Size distribution of collisionally evolved asteroidal populations - Analytical solution for self-similar collision cascades », Icarus, vol. 107,‎ 1994, p. 117 (lien DOI?, résumé, lire en ligne)
  7. (en) Wyatt, M. C.; Dent, W. R. F., « Collisional processes in extrasolar planetesimal discs - dust clumps in Fomalhaut's debris disc », Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 334,‎ 2002, p. 589-607 (résumé, lire en ligne)
  8. (en) Wyatt, M. C., « Evolution of Debris Disks », Annual Review of Astronomy and Astrophysics, vol. 46,‎ 2008, p. 339-383 (résumé)
  9. (en) Alexander V. Williams, « Debris disks: seeing dust, thinking of planetesimals and planets », Research in Astronomy and Astrophysics, vol. 10, no 5,‎ 2010, p. 383-414 (lien DOI?, résumé, lire en ligne)
  10. (en) O. Absil et coll., « Circumstellar material in the <ASTROBJ>Vega</ASTROBJ> inner system revealed by CHARA/FLUOR », The Astrophysical Journal, vol. 435, no 1,‎ 2006, p. 237-244 (résumé, lire en ligne)
  11. http://www.roe.ac.uk/ukatc/research/ddd/ddd_inputtablero.php
  12. Centre de Données astronomiques de Strasbourg 07/2007
  13. http://www.journals.uchicago.edu/doi/abs/10.1086/428348
  14. (en) Greaves, J. S.; Wyatt, M. C.; Holland, W. S.; Dent, W. R. F., « The debris disc around tau Ceti: a massive analogue to the Kuiper Belt », Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 351, no 3,‎ 2004, p. L54–L58 (lien DOI?, lire en ligne)
  15. http://www.roe.ac.uk/ukatc/research/topics/dust/identification.html
  16. a et b (en) D. E. Backman, « Dust in beta PIC / VEGA Main Sequence Systems », Bulletin of the American Astronomical Society, vol. 28,‎ 1996, p. 1056 (lire en ligne)
  17. (en) Robert Sanders, « Dust around nearby star like powder snow », UC Berkeley News,‎ 2007-01-08 (lire en ligne)
  18. (en) Lebreton, J.; Augereau, J.-C.; Thi, W.-F.; et al., « An icy Kuiper belt around the young solar-type star HD 181327 », Astronomy \& Astrophysics, vol. 539, no 1,‎ 2012, A17 (lien DOI?, lire en ligne)
  19. (en) Lisse, C. M.; Beichman, C. A.; Bryden, G.; Wyatt, M. C., « On the Nature of the Dust in the Debris Disk around HD 69830 », The Astrophysical Journal, vol. 658, no 1,‎ 1999, p. 584–592 (lien DOI?, lire en ligne)
  20. http://www.sciencedaily.com/releases/1998/10/981023073211.htm
  21. (en) C. A. Beichman, « IRS Spectra of Solar-Type Stars: A Search for Asteroid Belt Analogs », The Astrophysical Journal, vol. 639,‎ 2006, p. 1166–1176 (lien DOI?)
  22. a et b (en) Kalas, Paul; Graham, James R.; Clampin, Mark C.; Fitzgerald, Michael P., « First Scattered Light Images of Debris Disks around HD 53143 and HD 139664 », The Astrophysical Journal, vol. 637, no 1,‎ 2006, p. L57–L60 (lien DOI?, lire en ligne)
  23. (en) Wyatt, M. C.; Greaves, J. S.; Dent, W. R. F.; Coulson, I. M., « Submillimeter Images of a Dusty Kuiper Belt around Corvi », The Astrophysical Journal, vol. 620,‎ 2005, p. 492–500 (lien DOI?)
  24. (en) Moerchen, M. M.; Telesco, C. M.; Packham, C.; Kehoe, T. J. J., « Mid-infrared resolution of a 3 AU-radius debris disk around Zeta Leporis », Astrophysical Journal Letters,‎ 2006 (lire en ligne)
  25. Golimowski, 2007, Observations and Models of the Debris Disk around K Dwarf HD 92945, University of California, Berkeley Astronomy Department
  26. (en) Williams, Jonathan P. et al, « Detection of cool dust around the G2V star HD 107146 », Astrophysical Journal, vol. 604,‎ 2004, p. 414–419 (lien DOI?, lire en ligne)
  27. http://outreach.jach.hawaii.edu/pressroom/1998_vega/
  28. |HD 98800: A 10-Myr-Old Transition Disk |accessdate, Cornell University
  29. The Formation and Evolution of Planetary Systems (FEPS): Discovery of an Unusual Debris System Associated with HD 12039, The Astrophysical Journal, 2006, vol 638, pages 1070–1079
  30. (en) Kalas, Paul; Fitzgerald, Michael P.; Graham, James R., « Discovery of Extreme Asymmetry in the Debris Disk Surrounding HD 15115 », The Astrophysical Journal, vol. 661, no 1,‎ 2007, p. L85–L88 (lien DOI?, lire en ligne)
  31. D. W.; Ressler, M. E.; Werner, M. W.; Backman, D. E. Mid-Infrared Imaging of a Circumstellar Disk around HR 4796 : Mapping the Debris of Planetary Formation, Astrophysical Journal Letters, 1998, vol 503, page L83
  32. a et b "villard990108"|Villard, Ray; Weinberger, Alycia; Smith, Brad, 1999 Hubble Views of Dust Disks and Rings Surrounding Young Stars Yield Clues
  33. (en) Meyer, M. R.; Backman, D., « Belt of Material Around Star May Be First Step in Terrestrial Planet Formation », University of Arizona, NASA,‎ 2002-01-08 (consulté le 2007-07-17)