Planétésimal

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Vue d'artiste de planétésimaux dans la nébuleuse solaire.

Un corps céleste constitué dans un disque protoplanétaire ou un disque de débris est appelé planétésimal. Il s'agit d'un concept introduit par l'une des principales théories actuellement acceptées en matière de formation des planètes, appelée hypothèse des planétésimaux de Victor Safronov, qui repose sur la coalescence de grains de poussière en corps compacts d'au plus quelques dizaines de kilomètres de long susceptibles de s'attirer gravitationnellement pour constituer des protoplanètes de la taille d'une planète naine.

Définition[modifier | modifier le code]

Le terme planétésimal est directement emprunté à l'anglais planetesimal où il est un calque sur le vocable infinitesimal pour signifier qu'il s'agit des plus petites fractions d'une planète, en quelque sorte les briques élémentaires à partir desquelles les planètes se seraient formées. La définition suivante a été formulée par les experts du sujet lors d'une conférence[1] en 2006 :

« Un planétésimal est un corps solide formé lors de l’agrégation des planètes dont la cohésion interne est dominée par sa propre gravité et dont la dynamique orbitale demeure suffisamment indépendante des effets de frottement sur le gaz de la nébuleuse circumstellaire. Ceci correspond aux objets de dimension supérieure à environ un kilomètre. »

Cette définition n'est cependant pas admise par l'UAI, et d'autres sources peuvent proposer des définitions différentes. De surcroît, la distinction n'est pas tranchée entre planétésimal et protoplanète, et les deux termes sont souvent utilisés l'un pour l'autre.

Hypothèse des planétésimaux[modifier | modifier le code]

D'une manière générale, les corps de taille inférieure à quelques kilomètres seraient trop peu massifs pour s'agglomérer autrement qu'à la faveur des turbulences dans le disque protoplanétaire. Les planétésimaux se formeraient néanmoins dans le plan central de ce disque, là où la densité de poussières est la plus élevée, à la faveur d'instabilités gravitationnelles localisées susceptibles de déclencher la coalescence des grains de poussière qui s'y trouvent.

De nombreux planétésimaux finissent par voler en éclats à la faveur de collisions entre eux, comme cela s'est peut-être produit par exemple pour les astéroïdes (4) Vesta[2] et (90) Antiope[3]. Un petit nombre d'entre eux subsistent néanmoins et peuvent croître par accrétion gravitationnelle jusqu'à atteindre la taille de planètes naines, voire de planètes.

On considère généralement qu'après l'hypothétique grand bombardement tardif[4], c'est-à-dire passé 3,8 milliards d'années avant le présent, la plupart des planétésimaux de la nébuleuse solaire ont été ou bien éjectés du Système solaire, ou bien relégués sur des orbites lointaines — de l'ordre de 0,25 pc et au-delà — dans le nuage d'Oort, ou bien détruits lors de collisions à la suite des perturbations gravitationnelles induites par les planètes géantes, en particulier par Jupiter et Neptune.

Une infime minorité d'entre eux pourrait se retrouver aujourd'hui parmi les petits satellites naturels irréguliers aux orbites atypiques tels que Phobos et Deimos autour de Mars, ou encore les satellites aux orbites très inclinées des planètes géantes tels que les groupes de Carmé, d'Ananké ou de Pasiphaé autour de Jupiter, ou les groupes dits inuit, nordique et celte autour de Saturne par exemple. Ils pourraient également faire partie des astéroïdes troyens[5], des comètes, des objets de la ceinture de Kuiper, des objets épars, etc.

Les planétésimaux actuellement subsistants sont considérés par les astronomes comme des témoins privilégiés de la formation du Système solaire, altérés seulement en surface par les rayons cosmiques et conservant en leur cœur des matériaux directement issus de la nébuleuse solaire.

Références[modifier | modifier le code]

  1. (en) Conférence au château de Ringberg, en Allemagne – 11 au 15 septembre 2006 « From Dust to Planetesimals. »
  2. (en) HubbleSite – 19 avril 1995 « Key Stages in the Evolution of the Asteroid Vesta. »
  3. (en) Franck Marchis, J. E. Enriquez, J. P. Emery, J. Berthier et P. Descamps, « The Origin of the Double Main Belt Asteroid (90) Antiope by Component-Resolved Spectroscopy », American Astronomical Society, DPS Meeting, vol. 41,‎ septembre 2009, p. 56.10 (lire en ligne)
  4. (en) R. Gomes, H. F. Levison, K. Tsiganis et A. Morbidelli, « Origin of the cataclysmic Late Heavy Bombardment period of the terrestrial planets », Nature, vol. 435,‎ 26 mai 2005, p. 466-469 (ISSN 0028-0836, lire en ligne)
    DOI:10.1038/nature03676
  5. (en) A. Morbidelli, H. F. Levison, K. Tsiganis et R. Gomes, « Chaotic capture of Jupiter's Trojan asteroids in the early Solar System », Nature, vol. 435,‎ 26 mai 2005, p. 462-465 (ISSN 0028-0836, lire en ligne)
    DOI:10.1038/nature03540

Articles connexes[modifier | modifier le code]