Photo-évaporation

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Vue d'artiste représentant l'évaporation d'Osiris.

La photo-évaporation est la destruction partielle ou complète du disque protoplanétaire d'une étoile, ou de l'atmosphère d'une planète, par des photons de haute énergie et d'autres rayonnements électromagnétiques.

Atmosphères planétaires[modifier | modifier le code]

L'atmosphère d'une planète est constamment bombardée par le rayonnement de l'étoile autour de laquelle elle orbite. Si un photon interagit avec une molécule de l'atmosphère, elle est accélérée et sa température augmente. Si la particule reçoit une quantité suffisante d'énergie, elle peut atteindre la vitesse de libération de la planète et ainsi « s'évaporer » dans l'espace. Plus le nombre de masse du gaz est faible, plus la vitesse obtenue par interaction avec un photon est élevée. Ainsi l'hydrogène est le gaz le plus sensible à la photo-évaporation. De même, plus proche est la planète de la source de rayonnement, plus les interactions entre l'atmosphère et le rayonnement sont nombreuses ; les planètes proches de leurs étoiles ont des atmosphères plus petites (les planètes chtoniennes) évoluent vers une dissolution complète, comme ce fut le cas pour le Jupiter chaud HD 209458 b dans la constellation de Pégase[1].

Photo-évaporation des disques protoplanétaires[modifier | modifier le code]

Photo-évaporation survenant à un disque protoplanétaire en raison de la présence d'une voisine de classe O.

Les disques protoplanétaires peuvent être dispersés par le vent stellaire et le réchauffement causé par l'incidence de rayonnements électromagnétiques. Le rayonnement interagit avec la matière et accélère ainsi vers l'extérieur. Cet effet est perceptible uniquement lorsqu'il y a une force de rayonnement suffisante provenant de proches étoiles O et de type B par exemple, ou lorsque la protoétoile centrale commence une fusion nucléaire.

Un paramètre important pour déterminer le degré d'évaporation d'un disque est donné par le rayon gravitationnel (rg), déterminé par l'équation[2]:

 r_g = \frac{\left(\gamma - 1\right)}{2\gamma} \cdot \frac{GM\mu}{k_B T}
\approx 1,4 \frac{\frac{M}{M_\odot}}{\frac{T}{10^4} \ {\rm K}} \ {\rm UA},\!

où γ est le rapport des chaleurs spécifiques (équivalent à 5/3 pour un gaz monoatomique), G est la constante gravitationnelle, M la masse de l'étoile centrale, le solaire, la masse M ☉, μ le poids atomique moyen du gaz, la constante de Boltzmann kB, T la température du gaz et de la distance du centre de l'UA en unités astronomiques.

En dehors du rayon gravitationnel, les particules deviennent suffisamment excitées pour surmonter la gravité du disque et s'évaporer. Après une période de 106 – 107 années, le taux de croissance devient inférieur au taux d'évaporation à une distance égale à rg. À ce point du rg une brèche s'ouvre : l'écart dans la partie intérieure du disque ou se glisse dans l'étoile ou est transmise à rg et s'évapore, et dans les deux cas, il se crée un vide qui s'étend jusqu'à l'étoile à rg. Suite à la formation de ce vide, les autres parties du disque externe sont rapidement dissipées.

En raison de cet effet, on croit que la présence d'étoiles massives dans une région de formation d'étoiles a des effets importants sur les formations planétaires dans les disques de jeunes objets stellaires, même s'il n'est pas clair qu'elles constituent une entrave ou facilite le processus.

Notes et références[modifier | modifier le code]

  1. G. Hébrard, A. Lecavelier Des Étangs, A. Vidal-Madjar, J.-M. Désert, R. Ferlet, 2003, Evaporation Rate of Hot Jupiters and Formation of Chthonian Planets, Institut d'astrophysique de Paris; Jean-Philippe Beaulieu, Alain Lecavelier des Étangs Caroline Terquem, Vol. 321
  2. Liffman, 2003, "The Gravitational Radius of an Irradiated Disk", Publications de la Société Astronomique de l'Australie, 20:4:337–339

Voir aussi[modifier | modifier le code]

Articles connexes[modifier | modifier le code]