La formation du système solaire

La cavité centrale magnétosphérique (V)

Comme nous l'avons évoqué, la plupart des protoétoiles sont entourées d'un disque circumstellaire qui mesure généralement entre 200 et 500 UA, soit jusqu'à 10 fois la dimension actuelle du système solaire.

La partie centrale de ce disque n'est pas uniforme ni même continue et obéit à la fois aux lois de la gravité et à celles du magnétisme, deux mécanismes que nous allons décrire car ils interviennent tout au long du cycle de vie de l'étoile, c'est-à-dire de la phase protostellaire jusqu'au-delà de la phase T Tauri et de la maturité puisque l'étoile ne perd finalement jamais son champ magnétique.

1. Formation de la cavité

Bien que la résolution des radiotélescopes actuels (~20 UA à 500 a.l., 50 UA ou 0.2" à 750 a.l. pour ALMA et le Karl Jansky ex-VLA) ne permette pas de résoudre la partie interne des disques, grâce à des indices indirects nous savons que le disque interne de poussière n'est pas en contact avec la protoétoile. En effet, autour d'une étoile en formation, dans un minuscule rayon d'environ 0.1 UA (15 millions de km) soit 5 fois supérieur au rayon de l'étoile, il existe une cavité centrale vide. Son existence s'explique simplement en raison de la température. Passé une distance critique, la température des grains de poussière dépasse environ 1500 K (1227°C), ce qui entraîne leur sublimation, passant directement de l'état solide à celui de gaz.

2. Structure magnétique

Si l'existence de la cavité vide s'explique aisément, du fait que les structures internes sont invisibles, le phénomène d'accrétion-éjection fait encore l'objet de nombreuses discussions. Toutefois, d'un point de vue théorique et en se basant sur l'observation de dizaines d'étoiles T Tauri, les astronomes sont d'accord sur au moins un mécanisme : c'est l'effet dynamo qui canalise le flot de matière autour de la cavité.

Structure d'un disque circumstellaire (protostellaire ou protoplanétaire selon le cas) d'une protoétoile de la Pré-Séquence principale au stade T Tauri. Le disque d'accrétion émet dans l'infrarouge dit radio thermique des bandes submillimétriques et millimétriques (GHz). Notez que le disque interne est perturbé par le champ magnétique de l'étoile qui dévie la matière du disque et l'attire rapidement sur l'étoile. Le disque s'arrête à la cavité magnétosphérique dont la taille dépend de la densité du flux magnétique générée par l'étoile, de sa température et du rayon de corotation. Cette matière magnétosphérique émet de larges bandes d'émissions dont la série de l'hydrogène de Balmer (Ha) provoquées par l'accrétion de matière par l'étoile via des colonnes d'accrétion qui suivent les lignes de forces des boucles magnétiques. Lorsqu'elles percutent la surface stellaire, elle produisent un continuum chaud à hauteur des chocs d'accrétion situés dans les régions polaires de l'étoile. La température effective de ces jeunes étoiles varie entre 3000-7000 K. Documents T.Lombry et Lee Hartmann adapté par l'auteur.

A l'image de la circulation de la matière à la surface du Soleil qui forme des éruptions en boucle et des protubérances en arche, ce sont les champs magnétiques générés par l'étoile en formation qui canalisent la matière électriquement chargée du disque sous forme de mouvements convectifs.

Une étoile comme le Soleil présente un champ magnétique produit par effet dynamo dont l'intensité (l'induction magnétique ou champ B) atteint 0.3 tesla soit 3000 gauss en surface, environ 5000 fois plus intense que le champ géomagnétique. Une étoile T Tauri présente également un champ magnétique mais il peut être 10000 fois plus intense et générer des éruptions de plasma et X bien plus importantes que celles du Soleil. C'est d'ailleurs l'une des raisons pour lesquelles on peut observer ces étoiles jusqu'à plus de 1500 a.l. dans le cas de la nébuleuse d'Orion.

La MHD décrit justement les interactions entre la matière et les champs magnétiques. Cette théorie s'applique à l'étude de l'activité du Soleil comme à celle de la Terre et s'applique également à l'étude des nébuleuses et des galaxies parmi d'autres objets où les champs magnétiques sont omniprésents.

Bien qu'il existe plusieurs modèles décrivant la structure magnétique de la cavité centrale, tous partent du principe que la protoétoile présente une structure magnétique bipolaire (avec un pôle Nord et un pôle Sud) en rotation solide; le champ magnétique est entraîné par l'étoile et tourne d'un seul bloc.

Structure magnétique de la cavité centrale d'un disque circumstellaire (en prenant l'exemple de l'objet HH30). Il s'agit d'un modèle simplifié car la topologie du champ magnétique peut être modélisée de différentes manières. Document T.Lombry inspiré du CNRS.

A l'instar du champ géomagnétique, le rayon de la magnétosphère (qui délimite la région où les lignes de forces relient les pôles) qui entoure la cavité centrale est déterminé par l'équilibre entre la pression magnétique (générée par la charge des particules) et la pression du gaz du disque d'accrétion. Cette distance est voisine du rayon de corotation, c'est-à-dire de la distance à laquelle la matière orbite de manière Képlérienne (1/r²), à la même vitesse angulaire que l'étoile. A titre de comparaison, sur Terre ce rayon de corotation vaut 36000 km et correspond à l'orbite des satellites géostationaires.

Le rayon de la cavité centrale est égal au rayon de corotation. On en déduit que le bord interne du disque d'accrétion tourne à la même vitesse que la surface de la protoétoile. A plus grande distance, le disque reste magnétisé et est transpercé par les lignes de forces ouvertes du champ magnétique qui s'enroulent dans l'espace sous forme hélicoïdale le long de l'axe des pôles.

Modélisations d'une carte de densité de colonne (intégrale de la densité volumique n/V) d'une jeune protoétoile magnétisée (paramètre de magnétisation μ = 5 et champ magnétique aligné α = 0°) âgée d'environ 24000 ans et de faible masse (0.4-0.5 M) avec la cavité des flots bipolaires (gauche) et sans cette cavité (droite). Ces jets sont un plus denses que le milieu extérieur du fait qu'ils sont composés de gaz choqué. Notez l'intensité du rayonnement qui est à peine divisée par dix jusqu'à 500 UA de distance soit l'équivalent de 10 fois la distance du Soleil à Pluton. Les paramètres utilisés restent toutefois des hypothèses qui peuvent avoir différents impacts sur la forme et la masse du disque. Document adapté de M.Joos et al./ESO.

La cavité centrale joue donc un double rôle : gravitationnel en accrétant continuellement la matière du disque et magnétique en scindant le flot de matière en deux courants opposés qui s'écoulent le long des lignes du champ magnétique. En suivant les champs de force, une partie de ce courant retombe sur le disque de l'étoile, c'est l'accrétion magnétosphérique, l'autre partie donne naissance aux jets bipolaires. Rappelons que tout ceci se produit au coeur du disque protostellaire, dans une région quasi ponctuelle vue à bonne distance dont le rayon est de l'ordre de 0.1 UA, comme on le voit ci-dessus.

Grâce à ce modèle du champ magnétique, on résoud le paradoxe du mécanisme d'accrétion-éjection en couplant l'écoulement en spirale de la matière provenant du disque vers les régions internes.

Selon les modèles, les calculs montrent que 70 à 90% de la matière accrétée tombent sur l'étoile tandis que les 10 à 30% restants sont éjectés par ses pôles.

Ce champ magnétique est torsadé, une propriété nécessaire à la formation du jet bipolaire car c'est une accélération magnéto-centrifuge liée à l'interaction entre le champ magnétique et un disque képlérien (en rotation) qui déclenche ces flots. Comme on le voit ci-dessous à gauche, en simulant l'évolution temporelle d'une étoile T Tauri et de son jet, on constate que la torsion des lignes du champ magnétique se propage et lance littéralement les flots bipolaires.

A gauche, simulation de la torsion des lignes du champ magnétique d'une étoile T Tauri. Tracé des lignes de champ magnétique dans les cas µ = 5 et α = 0°, 45° et 90°. Le champ est initiallement aligné avec l’axe z, et l’axe de rotation incliné d’un angle α mesuré entre l’axe z et l’axe perpendiculaire au plan du schéma. Les différentes figures (gauche, centre et droite) représentent les lignes de champ peu après la formation du premier cœur,~2000 ans après et ~5000 ans après. Dans cette série temporelle, on voit clairement que la "torsade" se propage et lance littéralement le jet bipolaire. A droite, modélisation du jet bipolaire et représentation de la vitesse radiale maximale pour µ = 2 et un paramètre de turbulence e(turb) = 0.2 à deux temps différents. Documents M.Joos.

Si on comprend bien le mécanisme d'accrétion magnétosphérique qui peut être quantifié, le mécanisme qui déclenche l'émission des jets reste incompris car on ignore pour quelle raison la matière "décolle" soudainement du disque au voisinage de la cavité centrale. On imagine bien que la force centrifuge est une composante qui permet d'accélérer la matière dans le champ magnétique, mais cela ne suffit pas pour la détacher de la masse. La question étant encore largement débattue, voici un bon sujet de recherche pour les doctorants en astrophysique...

3. La preuve dans les météorites

Si les modèles de la cavité magnétique fonctionnent en théorie, encore faut-il trouver des preuves de cette activité. Heureusement, à défaut de pouvoir observer ce phénomène dans la banlieue du Soleil, les astronomes peuvent trouver ses traces dans le système solaire. En effet, les météorites ont gardé la mémoire de leurs origines. Les chondrites carbonées en particulier comptent parmi les plus anciennes météorites; elle sont âgées d'au moins 4.56 milliards d'années et sont donc aussi vieilles que la Terre. Ces roches comprennent jusqu'à 45% de chondres, c'est-à-dire des inclusions de matière fondue cristallisée contenant notamment des radioisotopes et des empreintes magnétiques.

En 2014, Roger R. Fu et son équipe du MIT ont publié une étude dans la revue "Science" à propos de la météorite de Semarkona présentée ci-dessous, une chondrite ordinaire de type LL3 (très pauvre en fer et dont les chondres sont séparées) qui tomba en Inde en 1940. C'est l'une des rares chondrites présentant très peu de métamorphisme et un champ magnétique très faible, typique d'une roche qui s'est formée seulement quelques millions d'années après la naissance du système solaire. Sa datation n'a pas été établie mais elle s'est probablement formée il y a au moins 4.5 milliards d'années.

Les chercheurs ont montré que pendant le processus de refroidissement, les éléments métalliques enfermés dans les chondres se sont magnétisés à l'instar des laves. Analysés au magnétomètre, la densité de flux (l'intensité du champ magnétique) de ces échantillons est d'environ 54 microteslas, similaire à celle du champ magnétique actuel à la surface de la Terre (qui varie entre 25-65 microteslas).

On a également découvert des traces de champ magnétique dans la météorite Erg Chech EC002, une achondrite découverte en 2020 dans le sud de l'Algérie. Des chercheurs ont découvert que cette météorite avait enregistré un champ magnétique s'élevant à 60 ±18 µT à une distance d'environ 2 à 3 UA environ (cf. C.Maurel et al., 2023) environ 2.0 ±0.3 millions d'années après la formation d'inclusions riches en calcium-aluminium.

Ces valeurs magnétiques caractérisent l'intensité du champ magnétique du gaz à l'époque où les protoplanètes se sont formées. Compte tenu que l'onde de choc de la nébuleuse protosolaire a pu amplifier ce champ magnétique jusqu'à 30 fois, selon Steve Desch de l'Université d'Arizona, cette enveloppe de gaz présentait une densité de flux comprise entre 5-50 microteslas, une valeur élevée pour des météorites et très significative car cette intensité est suffisante pour favoriser l'accrétion stellaire qu'on observe dans les disques protoplanétaires. On y reviendra un peu plus bas.

Les radionucléides découverts dans la météorite de Semarkona sont des éléments radioactifs à courte période (demi-vie < 2.6 millions d'années dans le cas du Fe-60) qui furent capturés au moment où la météorite se formait. Le premier radionucléide découvert fut l'Al-26, un radioisotope qui a pour isotope fils le Mg-26 et l'isotope Al-27. On découvrit ensuite des traces des radioisotopes Be-7, Be-10, Ca-41, Mn-53 et de Fe-60.

Comme nous l'avons expliqué à propos de l'enrichissement du système solaire en éléments lourds, tous ces éléments ne se sont pas formés au cours des mêmes réactions nucléaires. Si le Be-7 par exemple se forme par spallation et donc au cours d'un phénomène d'irradiation stellaire, le Fe-60 se forme au cours de la nucléosynthèse stellaire et exige donc qu'une étoile de la génération antérieure ait explosé.

Il a donc fallu différents types de réactions nucléaires pour obtenir l'ensemble des éléments lourds présents dans le système solaire. Toutefois, comme nous l'avons expliqué, la présence d'une supernova à proximité du nuage protosolaire juste au moment de la formation du Soleil est un phénomène hautement improbable qui en théorie n'a même pas 1 chance sur 100 de se produire. Pourtant des indices (iridium et radionucléides) plaident en faveur de l'explosion d'une supernova à proximité de la nébuleuse protosolaire (cf. D.N. Schramm et R.N. Clayton, 1978). En revanche, si le Soleil se trouvait au coeur d'un amas stellaire, la probabilité qu'une supernova explose est déjà plus élevée (voir page 2, La fraterie du Soleil).

A consulter : Processus astrophysiques à l'origine des éléments chimiques (tableau de Mendeleïev)

A gauche, la chondrite de Semarkona de type LL3 tombée en Inde en 1940. On reconnait les chondres millimétriques noyées dans la matrice sombre de poussière. A droite, le champ magnétique figé dans cette météorite très ancienne. Documents The Planetary Society et Steve Desch/U.Arizona.

Si nous ignorons encore dans quelles proportions le Soleil et le disque de poussière accumulèrent les éléments lourds, une chose est certaine, le disque s'est vidé au profit du Soleil tout en conservant suffisamment de matière pour fabriquer les planètes.

HH 80-81 : un jet collimaté par un champ magnétique hélicoïdal

Des jeunes étoiles aux trous noirs supermassifs cachés au centre des galaxies, les jets bipolaires de plasma jouent un rôle crucial dans l'évolution de leurs systèmes hôtes. Cependant, le mécanisme précis qui guide ces jets et les empêche de se disperser dans l'espace est resté une énigme depuis leur découverte.

Des recherches antérieures réalisées grâce au VLA du NRAO (cf. C.Carrasco-González et al., 2010) et plus récemment, ont montré l'existence de champs magnétiques dans certains jets protostellaires et ont établi l'importance des champs magnétiques hélicoïdaux dans la collimation des jets provenant de trous noirs supermassifs.

Cependant, jusqu'à présent, les preuves définitives confirmant la présence de champs magnétiques hélicoïdaux dans les jets protostellaires étaient insaisissables. Le défi réside dans le fait que l'émission des jets protostellaires est principalement thermique, ce qui rend difficile le traçage des structures du champ magnétique. A l'époque, grâce au VLA, l'équipe de Carlos Carrasco-González, de l'Institut de Radioastronomie et d'Astrophysique (IRyA) de l'Université Nationale Autonome du Mexique (UNAM) avait détecté une émission non thermique et la présence d'un champ magnétique, mais n'avait pas réussi à déterminer sa structure 3D.

Le jet bipolaire émis par les AGN présente souvent un contre-jet en raison de l'amplification Doppler. En revanche, les deux parties du jet de HH 80-81 sont facilement observables, tant celui dirigé vers nous que le contre-jet en retrait.

HH 80-81 alias IRAS 18162-2048 est un jeune objet stellaire ou YSO (Young Stellar Object) situé à environ 3900-4570 années-lumière dans la constellation du Sagittaire composé d'une protoétoile massive d'environ 20 M qui génère le jet le plus rapide (~3000 km/s) pour un objet de cette catégorie qui s'étend sur environ 50 années-lumière. L'intensité du champ magnétique est d'environ 0.1 milligauss.

Profitant de cette opportunité, grâce au VLA, l'équipe d'Adriana Rodríguez-Kamenetzky de l'Université de Córdoba, en Argentine, réussit à confirmer la présence d'un champ magnétique hélicoïdal dans le jet de HH 80-81 (cf. A. Rodríguez-Kamenetzky et al., 2025).

Cette nouvelle étude surmonta les limitations antérieures en utilisant les nouvelles capacités du VLA dont sa haute sensibilité et sa large bande passante qui permit de mesurer la rotation du champ magnétique dans le jet de HH 80-81 avec une précision sans précédent. L'analyse RM (Rotation Measure) a permis aux chercheurs de corriger la rotation de Faraday (la rotation de la polarisation de la lumière lorsqu'elle traverse un plasma magnétisé), révélant ainsi la véritable orientation du champ magnétique dans le jet de HH 80-81.

Selon Alice Pasetto de l'IRyA-UNAM et coautrice de cet article, "Pour la première fois, nous avons pu étudier la configuration 3D du champ magnétique dans un jet protostellaire."

Cette découverte reflète des structures similaires observées dans les jets émanant de trous noirs supermassifs tels celui caché au coeur de la radiogalaxie M87 comme le confirme cette image du champ magnétique hélicoïdal (incrusté en blanc sur l'image) de son jet qui s'étend sur 4900 années-lumière enregistré par le VLA.

Le fait que le jet bipolaire de HH 80-81 soit visible a permis aux chercheurs de vérifier que le champ magnétique hélicoïdal est intrinsèque au système jet-disque lui-même et ne résulte pas d'interactions avec le milieu environnant.

Selon Adriana Rodríguez-Kamenetzky, autrice principale de cet article, "Il s'agit de la première preuve solide que les champs magnétiques hélicoïdaux peuvent expliquer les jets astrophysiques à différentes échelles, ce qui confirme l'universalité du mécanisme de collimation."

A gauche, les panneaux (a) et (b) sont des images du continuum radio de la région du jet de HH 80-81 obtenues dans la bande C radio avec le réseau Karl Jansky VLA (ou JVLA) en configuration D. Le panneau (a) montre l'extension complète du jet de HH 80-81, avec les objets de Herbig-Haro (HH 80 et HH 81) et la source centrale associée à la protoétoile (IRAS 18162–2048). Le panneau (b) représente la région interne du jet, mais avec une résolution limitée. Le panneau (c) fut obtenu avec une configuration plus sensible (bande passante élargie incluant les bandes L, S et C, en configuration B), offrant une résolution angulaire de 2"37x1"46. Cette nouvelle image révèle un jet fortement collimaté qui se termine par deux structures en forme de lobes. A droite, les résultats de l'analyse de la mesure de la rotation (RM) dans le jet de HH 80-81. L'image de gauche montre la composante du champ magnétique parallèle au plan du ciel. Dans le panneau du milieu, l'échelle de couleurs indique la direction du champ magnétique le long de la ligne de visée (rouge s'éloignant et bleu s'approchant de l'observateur). Le panneau de droite montre un schéma décrivant la configuration 3D du champ magnétique, présentant une topologie hélicoïdale, comme suggéré par les données de polarisation. Documents A. Rodríguez-Kamenetzky et al. (2017) et A. Rodríguez-Kamenetzky et al. (2025).

L'hypothèse selon laquelle les champs magnétiques hélicoïdaux sont un mécanisme universel de collimation des jets astrophysiques se trouve ainsi renforcée. Cette théorie unificatrice aide à démêler la physique complexe qui régit le lancement et l'évolution de ces gigantesques structures cosmiques.

Il faut à présent comprendre comment le disque protosolaire évolua à partir de la nébuleuse primordiale pour aboutir au cortège planétaire. L'observation des étoiles entourées d'un disque circumstellaire ou protoplanétaire nous donnent de précieux indices que nous allons examiner.

Evolution des disques circumstellaires

L'étude des disques circumstellaires en infrarouge indique que toutes les protoétoiles n'émettent pas dans l'infrarouge moyen et lointain (2-200 microns), ce qu'on appelle un excès d'émission infrarouge. Pour identifier à coup sûr ces jeunes étoiles en formation, comme nous l'avons expliqué il fallut utiliser une autre technique faisant appel à des détecteurs de rayonnement X où nous savons que les étoiles T Tauri émettent un rayonnement qui est jusqu'à 10000 fois plus puissant que celui du Soleil dans cette partie du spectre.

C'est ainsi qu'à partir de 1995, les astronomes découvrirent des étoiles T Tauri sans excès infrarouge, donc sans disque et qui n'étaient dès lors pas considérées comme de jeunes étoiles. La découverte de dizaines d'étoiles T Tauri X ou "T Tauri nues" et leur analyse spectroscopique ont permis de placer ces étoiles dans le diagramme H-R et d'avoir une bonne estimation de leur âge et en conséquence de calculer la durée de vie des disques circumstellaires.

Cycle de vie d'un disque protoplanétaire depuis l'effondrement du nuage moléculaire jusqu'à la formation des planètes ou classification PMS. Documents adaptés de Norbert Schulz (2005), SESP/Obs.Paris et Jonathan P.Williams et al. (2011).

Une analyse détaillée a montré que le disque circumstellaire est présent autour de 80% des étoiles T Tauri âgées de 2 millions d'années et disparaît pratiquement chez les étoiles T Tauri âgées de 10 millions d'années. Mais on trouve également quelques jeunes étoiles T Tauri (~1 million d'années) dépourvues de disques et des très âgées (~10 millions d'années) encore entourées d'un disque. Sur base statistique, on estime qu'en moyenne le temps de demi-vie d'un disque circumstellaire est de l'ordre de 3 millions d'années. On y reviendra.

Comment se maintient un disque massif de gaz ?

Les astronomes se sont longtemps demandés comment un disque massif de gaz pouvait se maintenir pendant 10 millions d'années. Grâce à l'analyse de nombreux disques protoplanétaires dont celui de l'étoile HD 131835 au moyen du réseau ALMA, l'astronome Quentin Kral du CNRS et ses collègues ont afin répondu à cette question dans un article publié dans les "MNRAS" en 2018 (en PDF sur arXiv).

Structure schématique d'un disque protoplanétaire peu massif (gauche) et massif (droite). Document Q.Kral et al. (2018).

En résumé, la présence du monoxyde de carbone (CO) s'évaporant des planétésimaux puis sa photodissociation permet d'expliquer la croissance et la persistance des disques massifs. Le CO qui s'évapore des planétésimaux est initialement détruit par le rayonnement UV stellaire. Les fragments qui subsistent, des atomes de carbone et d'oxygène, forment ensuite une sorte de bouclier de protection qui devient assez puissant pour protéger le CO. Autrement dit, la quantité de CO peut grossir et s'étaler, maintenant le disque massif de gaz. Dans le cas de HD 131835, le CO représente une masse de ~3 x 10^-3 M dont la majorité se situe entre 40 et 200 UA de l'étoile, une quantité suffisante pour masquer la présence de CO des analyses antérieures mais également potentiellement la présence de CN, N₂ and CH⁺.

Dispersion du disque interne de la nébuleuse protosolaire

Comment disparaît un disque protoplanétaire ?

En théorie, compte tenu du taux d'accrétion au stade T Tauri, il faudrait plusieurs dizaines de millions d'années pour vider un disque par accrétion-éjection. Un autre mécanisme bien plus efficace intervient donc entre-temps.

Plusieurs hypothèses ont été proposées. Nous savons que la jeune étoile en formation est très active, des milliers de fois plus lumineuse et même un peu plus volumineuse qu'à l'âge de la maturité sur la Séquence principale. Bien que sa température soit encore faible (< 3500 K), elle pourrait émettre de puissants vents stellaires (protons) ou des UV extrêmes (photons UVE) dont la pression de radiation pourrait souffler le disque circumstellaire. Toutefois les simulations montrent que ce mécanisme est lent et donc peu efficace.

Autre possibilité, si l'étoile T Tauri se trouve à proximité d'étoiles très chaudes et massives (classes O et B), les simulations montrent que l'intense rayonnement UV de ces étoiles peut facilement faire disparaître n'importe quel disque circumstellaire par photoévaporation en l'espace de 1 à 10 millions d'années selon l'activité de l'étoile (voir ci-dessous). Malheureusement, en pratique peu d'étoiles T Tauri se trouvent dans cette configuration, même si les nurseries stellaires les plus massives peuvent évidemment donner naissance à des associations OB (des amas stellaires constitutés d'étoiles massives des classes O et B). Si ce mécanisme est en soi efficace, il ne s'applique pas à la majorité des étoiles T Tauri et n'a donc finalement pas beaucoup d'efficacité.

Reste une explication : le disque disparaît suite à la formation de planètes. Autrement dit, la matière ne disparaît pas réellement, mais elle est recyclée sous forme de petits nuages condensés qui se transforment graduellement par accrétion en cailloux, rochers, astéroïdes, planétésimaux jusqu'à former une véritable planète de plusieurs milliers ou dizaines de milliers de kilomètres de diamètre.

La photoévaporation

La photoévaporation est un processus astrophysique où le gaz et la poussière entourant une étoile, notamment dans son disque protoplanétaire, s'évaporent ou se dispersent graduellement sous l'effet du rayonnement énergétique de cette étoile ou d'une étoile proche. Les rayonnements X et ultraviolet en particulier, chauffent le gaz environnant, augmentant suffisamment son énergie pour permettre son échappement gravitationnel de la région interne du disque.

Dans le cas d'un disque protoplanétaire, la photoévaporation peut jouer un rôle important dans l'évolution du disque, en réduisant sa masse et en influençant la formation des planètes. Ce phénomène aide à disperser le gaz restant après la formation des planètes, marquant souvent la transition d'un disque riche en gaz à un disque dominé par de la poussière et des objets solides.

Il existe deux principaux types de photoévaporation en fonction de la source du rayonnement à l'origine de l'évaporation :

- La photoévaporation externe : est le résultat du rayonnement UV émis par des étoiles massives voisines dans un environnement stellaire dense. Ce rayonnement intense peut chauffer les couches externes du disque protoplanétaire d'une étoile plus petite et, si elles atteignent une température suffisante, éjecter le gaz dans l'espace. Ce processus est fréquent dans les amas stellaires où de jeunes étoiles massives produisent de grandes quantités de rayonnement UV. La photoévaporation externe affecte surtout les couches périphériques et externes du disque (cf. A.J. Winter et al., 2022).

A gauche, anatomie d'un proplyde (voir page 2) mettant en évidence les observables dans différentes parties du système. Les trois zones principales sont le disque, la région de photodissociation (PDR) et le gaz ionisé. A droite, schéma de l'évolution d'un disque protoplanétaire avec la formation des planètes dans les SFR (régions de formation d'étoiles) faiblement irradiés et de faible masse (en haut) et dans les SFR fortement irradiées et de masse élevée (en bas). les disques ont un rayon initial de ~100 UA. Dans la SFR de masse élevée, toutes les étoiles massives voisines peuvent s'éteindre dans une région HII ultra compacte (UCHII) pendant ~10000 ans. Cependant, avant que le système protoplanétaire atteigne 500000 ans (0.5 Myr), l'extinction dans la SFR deviendra généralement inefficace et le disque sera irradié par un intense rayonnement UV. Cela produit un front d'ionisation (FI) brillant et étendu qui va rapidement vider le disque jusqu'à ~10 UA. Cela peut également interrompre très tôt la formation de planètes géantes qui se déroule dans les régions extérieures d'un disque isolé dans un environnement à faible UV lointains (FUV entre 130-170 nm). Le disque irradié est à présent petit, ce qui entraîne des taux de perte de masse lents et un FI plus petit. Compte tenu de sa taille compacte, le temps nécessaire au drainage du disque irradié est réduit par rapport à son homologue isolé. Cela peut conduire à une élimination prématurée du matériau du disque plus tôt avant le 1 million typique pendant lequel les disques isolés survivent. Documents A.J. Winter et al. (2022).

- La photoévaporation interne : est due au rayonnement émis par l'étoile centrale elle-même. Les rayons X ou UV de l'étoile chauffent le gaz à l'intérieur du disque, généralement à des distances relativement proches de l'étoile (quelques UA). Cela crée une pression thermique suffisante pour expulser le gaz du disque vers l'extérieur. Avec le temps, la photoévaporation interne peut ouvrir des lacunes (sans protoplanètes) dans le disque interne, et jouer un rôle dans la dispersion de ce disque à des échelles de temps plus courtes que la photoévaporation externe (cf. J.L. Lienert et al., 2024).

La photoévaporation interne a des effets significatifs sur l'évolution des disques protoplanétaires et leur composition chimique. L'ouverture consécutive des lacunes influence fortement la distribution du gaz et de la poussière dans ces disques.

Dans le cas d'un système planétaire ayant une zone habitable, selon les simulations, en raison de la diffusion du gaz dans ces lacunes - qui est ensuite emporté par les vents photoévaporatifs - et du blocage consécutif des débris par les lacunes elles-mêmes, il est impossible d'avoir des rapports C/O solaires (C/O ≈ 0.54) ou même supersolaires (C/O > 0.54) dans le disque interne. De plus, le cycle de l'eau permet la formation dans le disque interne de régions très riches en eau. Les planètes potentielles se formant dans ces zones pourraient donc facilement avoir de grandes abondances en eau dans leurs atmosphères.

A gauche, les différents cas de processus de photoévaporation interne. A droite, évolution du rapport C/O selon la distance et le type d'étoile dans différents disques circumstellaires ou protoplanétaires. Documents J.L. Lienert et al. (2024) et E.A. Bergin et al. (2024).

Les lacunes dues à la photoévaporation interne sont très différentes de celles causées par les planètes se formant dans des disques protoplanétaires. Ces derniers bloquent uniquement l'écoulement des poussières et non du gaz, ce qui conduit à une évolution du disque similaire à celle d'un disque visqueux pur et se traduit par un rapport C/O supersolaire pour la région interne du disque. On peut donc facilement déduire l'origine d'une lacune en observant le rapport C/O dans les régions internes des disques protoplanétaires qui présentent un tel sillon (cf. M.Kama et al., 2016; E.A. Bergin et al., 2024).

Les deux processus de photoévaporation contribuent à la dissipation du disque, mais à des échelles de distances et de temps différentes.

Tant que l'étoile radie, cette photoévaporation est toujours à l'oeuvre, y compris dans les systèmes exoplanétaires formés depuis plusieurs milliards d'années, où les Hot Jupiters et autres Ultra-Hot Neptunes évoluant à seulement quelques millions de kilomètres de leur étoile avec une période orbitale parfois inférieure à 1 jour voient leur atmosphère se dissiper dans l'espace et être réduites à leur noyau rocheux brûlant et stérile. On y reviendra.

Cette photoévaporation est également très importante dans l'environnement proche des étoiles chaudes et massives, des géantes thermiquement pulsantes (TP-AGB) ainsi que dans les nébuleuses planétaires (cf. A.Nanni et al., 2023).

L'association Cygnus OB2

L'un des endroits où les chances de formation de planètes sont réduites sont les associations et amas d'étoiles chaudes et massives tels l'association Cygnus OB2 située à environ 4600 années-lumière du Soleil dans le nuage moléculaire géant Cygnus X.

Cygnus OB2 contient quelque 2600 étoiles de type OB dont des centaines d'étoiles massives ainsi que des milliers d'étoiles de plus faible masse parmi lesquelles 65 étoiles de classe O très chaudes et près de 500 étoiles de classe B, représentant une masse totale d'environ 10000 M émettant de puissants vents stellaires soufflant jusqu'à 3000 km/s. Plusieurs sources émettent des rayons gamma et des rayons cosmiques entre 1 et 20 PeV, de véritables accélérateurs de particules.

Deux équipes d'astronomes l'ont étudiée en rayons X avec l'observatoire Chandra, en optique avec le télescope Isaac Newton de 2.5 m installé à La Palma et en infrarouge avec le télescope spatial Spitzer, hors service depuis 2020, afin de localiser les endroits les plus dangereux en terme de radiation et établir un inventaire des jeunes étoiles de cet amas. Leurs résultats furent publiés dans deux articles du même numéro de la revue "The Astrophysical Journal Supplement Series" en 2023 (cf. M.G. Guarcello et al., 2023 et J.F. Albacete-Colombo et al., 2023).

A gauche, le nuage moléculaire géant Cygnus X abrite de nombreuses associations d'étoiles jeunes et massives dont les associations OB2 et OB9 ainsi que l'amas ouvert NGC 6910. Voici l'image annotée. Sur cette image prise en infrarouge à 8 microns par le télescope spatial Spitzer, on distingue des filaments de gaz plus dense entournt des cavités. Les points brillants à l'intérieur de ces filaments sont les endroits où se forment les étoiles. Voici une autre photo en infrarouge prise par le télescope spatial Herschel. Au centre, image composite de l'association Cygnus OB2 couvrant un champ de 1.5" ou 120 années-lumière enregistrée en rayons X par Chandra (mauve) et infrarouge par le télescope spatial Spitzer (bleu, vert, rouge et cyan). A droite, la même région mais avec une image optique H-alpha : rayons X (émissions diffuses en rouge et sources ponctuelles en bleu), en optique par le télescope Isaac Newton (émission H-alpha diffuse en bleu clair) et en infrarouge par le télescope spatial Spitzer (orange). Documents NASA/IPAC/MSX, NASA/CXC/SAO et al. et NASA/CXC/SAO et al.

Les disques protoplanétaires s'estompent naturellement avec le temps. Une partie du disque tombe littéralement sur l'étoile tandis que l'autre partie est chauffée par les rayons X et ultraviolet de l'étoile et subit une photoévaporation dans le vent stellaire (ou vent photoévaporatif). Ce processus prend généralement entre 5 et 10 millions d'années pour les étoiles de taille moyenne avant que le disque ne disparaisse. Mais pour des étoiles massives, qui produisent plus de rayons X et de rayonnement UV, la photoévaporation dure seulement 1 million d'années.

Les chercheurs ont trouvé des indices montrant que les disques protoplanétaires disparaissent beaucoup plus rapidement lorsqu'ils entourent ou sont proches d'étoiles massives émettant beaucoup de rayonnement à haute énergie. Les disques disparaissent également plus rapidement dans les régions où les étoiles sont plus proches les unes des autres.

Les photos prises en infrarouge montrent que les étoiles de classe O qui émettent des flux intenses creusent des trous ou des cavités dans les nuages de poussière qui perturbent également les rayons cosmiques. Grâce aux observatoires orbitaux gamma (Fermi), X (Chandra) et infrarouge (Spitzer), les astronomes ont pu retracer ces perturbations jusqu'à leur source stellaire et caractériser les disques circumstellaires associés.

Pour les régions de Cygnus OB2 où l'on trouve moins de rayonnement à haute énergie et moins d'étoiles, la fraction de jeunes étoiles ayant des disques (circumstellaires ou protoplanétaires) est d'environ 40%. Pour les régions où le rayonnement est de plus haute énergie et où se trouve un plus grand nombre d'étoiles, la fraction est d'environ 18%. L'effet le plus fort - c'est-à-dire le pire endroit pour un système planétaire potentiel - se situe à environ 1.6 année-lumière des étoiles les plus massives de l'amas.

Les chercheurs ont examiné les propriétés de l'émission diffuse de rayons X de l'association Cygnus OB2. Ils ont découvert que l'émission de haute énergie provient de zones proches des étoiles massives où des vents stellaires composés de gaz sont entrés en collision les uns avec les autres. Cela provoque un chauffage important du gaz au point qu'il émet des rayons X. L'émission moins énergétique provient probablement du gaz entrant en collision avec le gaz interstellaire entourant l'amas.

Selon la masse et l'étendue des nébuleuses protoplanétaires, le gaz contenu dans la partie interne du disque composé d’hydrogène et d'un peu d'hélium se dissipe entre 1 et 10 millions d'années après la naissance du système planétaire.

Le paléomagnétisme des augites

Nous savons par l'étude des météorites que la nébuleuse protosolaire est âgée de 4.658 milliards d'années. Mais combien de temps a-t-il fallu pour dissiper cette nébuleuse formant le disque interne ? Une nouvelle fois, c'est l'étude des météorites qui nous apporta la réponse.

Dans une étude publié en 2017 par le postodoctorant Huapei Wang sous la direction du planétologue Benjamin P. Weiss et son équipe du MIT, à partir de l'étude de l'orientation magnétique des augites (une famille de météorites composée de roche ignée), les chercheurs ont déterminé que le disque interne se dissipa 3.8 millions d'années après la formation des planètes gazeuses. Autrement dit, les planètes comme Jupiter et Saturne ont dû se former 2 à 3.8 millions d'années seulement après la formation des plus anciens corps solides du système solaire, un court laps de temps durant lequel elles ont donc dû achever leur migration orbitale. On y reviendra. Cela veut dire qu'il fallut moins de 4 millions d'années pour établir les bases de la structure à grande échelle du système solaire, ce qui est relativement rapide.

C'est en étudiant l'orientation magnétique des augites que Weiss et son équipe ont noté que ces roches qui comptent parmi les plus anciennes étaient très peu magnétisées. Leur magnétisation rémanente correspond à celle produite par un champ magnétique ne dépassant pas 0.6 microtesla il y a 4.653 milliards d'années.

Ce manque de magnétisation suggère que le gaz et les débris de la nébuleuse protosolaire s'étaient déjà dissipés à cette époque. En effet, comme nous l'avons expliqué un peu plus haut, déjà en 2014 Roger Fu et son équipe avaient analysé une chondrite encore plus ancienne et découvert que son champ magnétique était 10 à 100 fois plus intense, d'environ 5-50 microteslas.

Selon Weiss, les modèles prédisent que lorsque l'intensité du champ magnétique dans le disque interne chute d'un facteur 10 à 100, ce qui est aujourd'hui établi, la nébuleuse protostellaire se dissipe en moins de 100000 ans sous l'effet du rayonnement (voir plus bas). Même si dans le cas du système solaire, cette dissipation s'étendit sur 3.8 millions d'années, le processus de dissipation était bien à l'oeuvre.

De plus, le paléomagnétisme rémanent des augites permet d'ajouter une contrainte sur la durée de vie de la nébuleuse protosolaire. Etant donné que cycle de vie du disque interne détermina la migration des planètes gazeuses vers leur emplacement actuel, il affecta aussi la formation ultérieure de la Terre et des autres planètes telluriques. Nous verrons plus loin de quelles manières se sont formées les planètes et à quelle époque.

Selon les systèmes, au plus tard 10 millions d'années après la formation des planètes, le gaz contenu dans le disque interne est totalement dissipé, créant une immense région transparente entourée de poussières. Comment explique-t-on ce phénomène ?

Nous savons que les grains de poussière et les planétésimaux interagissent très fortement avec le gaz et qu'il est essentiel à leur croissance. Mais la quantité de gaz est limitée et l'étoile peut facilement le disperser. Trois mécanismes sont possibles : une dissipation par le vent stellaire lorsque l'étoile est dans la phase T Tauri, l'accrétion du disque sur l'étoile et la photoévaporation par le rayonnement UVE. Ce dernier mécanisme semble très efficace car il est généralement couplé à la viscosité du disque (à l'image de la friction entre solides, la viscosité est le mécanisme qui apparaît dans les fluides lorsqu'un tourbillon glisse le long d'un autre tourbillon en dissipant leur énergie en chaleur). De cette façon, la photoévaporation disperse rapidement l'hydrogène dans le disque interne au point de créer une coupure franche avec la partie externe contenant surtout des poussières.

Coupes schématiques d'un disque protoplanétaire. Le disque interne (disque d'accrétion principalement constitué de gaz et d'un peu de poussière) n'est pas en contact avec la protoétoile en raison des hautes températures (>1500 K) régnant en dessous de 0.1 UA. Les champs magnétiques générés par l'effet dynamo dans les couches internes de la protoétoile forment également une cavité centrale vide de matière. Comme on le voit à gauche avec une illustration de l'étoile HD 135344B étudiée par ALMA autour de laquelle gravite une jeune exoplanète, le gaz contenu dans la partie interne du disque (sous ~2 UA) se disperse principalement par photoévaporation sous l'effet des UVE. Si une planète se forme dans cette région, en créant un sillon le long de son orbite, par accrétion elle va également contribuer à vider le disque interne d'une partie de sa matière. A droite, variation de la température et possibilités d'analyses du disque en infrarouge. Notons qu'à l'inverse du disque interne, la surface du disque externe est plus chaude que le plan car le mécanisme de chauffage est différent (voir le texte). Documents ESO/M. Kornmesser et T.Lombry.

On peut ainsi calculer que pour un disque protosolaire de masse minimale et un rayonnement UVE, la température du gaz en interaction avec les protons est d'environ 10000 K et le rayon critique de dispersion du disque d'accrétion est de 2 UA. En dessous de cette distance, la composante gazeuse disparaît en quelques dizaines de millions d'années. Entre-temps, les planétésimaux ont absorbé une certaine quantité de ce gaz.

Température du disque

Si le disque interne est très chaud c'est parce qu'il chauffe par dissipation visqueuse de l'écoulement, cette dissipation étant fortement amplifiée par la turbulence qui règne vraisemblablement dans le disque. Etant proportionnelle à la densité et au cisaillement lié à la rotation différentielle, cette chaleur décroit assez vite avec la distance à l'étoile et ce mécanisme ne domine qu'à l'intérieur des 10 UA centraux.

A plus grande distance (entre ~30 et 1000 UA de l'étoile), le chauffage dominant provient de la lumière de l'étoile qui chauffe la surface du disque et ionise le gaz. Comme on le voit ci-dessous, la situation est alors inversée; la surface est plus chaude que le plan. Ainsi on observe des températures en surface de l'ordre de 10000 K vers 30 UA (mais qui régressent aux limites externes du disque) contre à peine 50 K dans le plan du disque de poussière.

Structure physique et chimique d'un disque protoplanétaire de type solaire sur base du modèle thermo-chimique ANDES. Les températures indiquées sont celles du plan du disque constitué de poussière. Document Thomas Henning et al. adapté par l'auteur.

Au-delà du rayon critique de dispersion qui correspond grosso-modo à la ligne de glace (150 K et ~4 UA pour l'eau dans le système solaire), nous pénétrons dans le disque de poussière caractérisé du côté interne par un bord bien marqué et du côté externe par un évasement important provoqué par le gaz froid.

Nous verrons plus loin lorsque nous aborderons la croissance des grains de poussière et la formation des planètes que les éléments chimiques vont se condenser en fonction de la température : les métaux constituant 0.14% du disque se forment vers 1600 K et au-delà, les roches à base de silicates et deux fois plus nombreuses en masse que les métaux se forment entre 1300-500 K, les glaces constituant 1.4% de la masse du disque se forment vers 150 K, tandis que les gaz légers H et He composant 98% du disque resteront toujours à l'état volatil.

Le disque de transition

Un disque de transition est un anneau circumstellaire ou protoplanétaire composé de gaz et de poussière qui ne possède pas ou plus d'excès de rayonnement proche infrarouge. Un disque de transition est dans une phase de transition entre le disque protoplanétaire et le disque de débris (cf. N.van der Marel et al., 2013; NRAO; V.Christiaens, 2016). On le définit également comme un disque protoplanétaire (contenant encore du gaz) présentant un trou ou une cavité dans la distribution de la poussière. Comme illustré ci-dessous à gauche, la cavité centrale se forme très tôt après la formation du disque et peut s'étendre sur plusieurs dizaines d'unités astronomiques durant la phase T Tauri. Cette cavité peut contenir une exoplanète en formation voire même un compagnon stellaire (dans ce cas il s'agit d'un système stellaire binaire).

Comment se forme un disque de transition ? Après l'effondrement de la protoétoile, au cours des 2-3 premiers millions d'années suivant la formation du disque protoplanétaire, celui-ci devient optiquement épais et le gaz et les poussières qu'il contient émettent dans l'infrarouge proche (bandes J-K entre 1-2.5 microns). Des protoplanètes se forment par accrétion jusqu'à former des planétésimaux. On y reviendra.

Le processus de formation des planètes s'accompagne de collisions et le processus n'est pas 100% efficace; il y a toujours des débris qui finissent par former des astéroïdes et des comètes, selon la température de la région du disque dans laquelle ils se sont formés.

A gauche, illustration des trois principales phases de dispersion d'un disque protoplanétaire au cours du temps. A droite, une collision entre astéroïdes dans le disque de débris entourant une étoile. Documents Jacob White et NASA.

Les simulations montrent que la transition du disque protoplanétaire au disque de transition se produit entre 2 et 5 voire 10 millions d'années après la formation du disque, à une époque où l'étoile approche de la maturité et que les premières planètes ont tracé leur sillon dans le disque en accrétant tout le gaz et la poussière. Ce disque contient des particules mesurant entre 5 et 30 microns mais qui peuvent atteindre plusieurs kilomètres en moins d'un million d'années. On y reviendra.

Le disque de débris se forme entre 3 et 10 millions d'années et ne contient plus ou très peu de gaz. Il se compose de particules d'au moins 5 à 20 microns dont l'accrétion forme des corps glacés. A long terme, ces astres peuvent s'écraser sur des planètes rocheuses, leur apportant une quantité significative d'eau, comme ce fut le cas pour la Terre.

Avec le temps, et en supposant qu'il y ait suffisamment de débris, les astéroïdes et les comètes se heurtent dans tout le disque. Ce processus est appelé l'évolution dynamique. Les débris produits par ces collisions constitueront des petits grains de poussière enrobés ou mêlés de glace.

Selon des simulations, deux astéroïdes de 50 km de diamètre entrant en collision se vaporisent et forment un nuage de débris de taille millimétrique. Si le processus était 100% efficace, il y aurait 5 millions de milliards (5x10¹⁵) d'objets de taille millimétrique réintroduits sur le disque, et cela pour une seule collision. Ces disques contiennent donc des milliards de grains de poussière au point de finalement repeupler de manière significative le disque de transition ou de débris.

Malgré leur petite taille, cette poussière est détectable depuis la Terre, même dans des systèmes situés à 100 ou 1000 années-lumière. Nous ne pouvons pas réellement voir les astéroïdes ni les comètes évoluant dans ces disques mais les radiotélescopes interférométriques peuvent détecter l'émission radioélectrique du gaz et l'émission infrarouge des poussières.

Un bel échantillon de disques de transition étudié par ALMA est présenté ci-dessous. Nous reviendrons sur certains d'entre eux page suivante.

Un échantillon de disques de transition étudiés par ALMA entre ~97 et ~351 GHz. La plupart abrite une ou plusieurs exoplanètes en formation. Document L.Francis et N.van der Marel (2020).

On trouve des disques de transition autour de jeunes étoiles au stade T Tauri comme IRS 48 (voir page suivante) mais également autour des étoiles géantes post-AGB. Ainsi l'équipe de Jacques Kluska de la KU Leuven en Belgique a étudié 85 étoiles post-AGB et constaté qu'entre 8 et 12% d'entre elles sont entourées d'un disque de transition massif (cf. J.Kluska et al., 2021).

Les chercheurs ont découvert une corrélation entre ces disques de transition et l'épuisement des éléments réfractaires observé à la surface des étoiles post-AGB. Il existe donc un mécanisme qui stimule la séparation des poussières et des gaz à l'intérieur du disque et qui structure le disque de transition. Comme dans le cas de IRS 48, ce mécanisme est probablement dû à la présence d'une exoplanète géante creusant un sillon dans le disque, piégeant efficacement la poussière dans les parties extérieures du disque.

En conclusion, des exoplanètes géantes pourraient exister dans des systèmes binaires post-AGB. La question est de savoir si ces exoplanètes sont des corps de première ou de deuxième génération. Pour cela il faudra valider cette théorie en découvrant une exoplanète dans un système post-AGB. Le réseau radioastronomique ALMA ainsi que les télescopes spatiaux James Webb (JWST) et Nancy-Grace-Roman travaillant dans l'infrarouge seront d'une aide précieuse.

Peut-on prouver que le système solaire s'est formé de cette manière ? Cette question soulève le problème fondamental de savoir comment les planètes se sont formées à partir du disque ? C'est l'objet du prochain chapitre.

Prochain chapitre

Le disque de poussière