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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 du disque, c'est-à-dire de la phase protoétoile 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 poussières 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 force 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 magnétohydrodynamique, MHD en abrégé, 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'autrres 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 force ouvertes du champ magnétique qui s'enroulent dans l'espace sous forme hélicoïdale le long de l'axe des pôles.

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 tombe sur l'étoile tandis que les 10 à 30 % restant sont éjectés par ses pôles.

Carte de densité de colonne (intégrale de la densité volumique n/V) simulant 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.

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

Champ de météorites évoluant dans le champ magnétique d'une protoétoile. Document Science.

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 leur origine. 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, une chondrite du groupe LL3 (très pauvre en fer) qui tomba en Inde en 1940. Cette météorite s'est formée environ 2 millions d'années seulement après la formation du système solaire, soit il y a 4.656 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 à la surface de la Terre (qui varie entre 25-65 microteslas). Cette valeur caractérise l'intensité du champ magnétique du gaz à l'époque où les planètes 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 radioéléments sont des éléments radioactifs à courte période (demi-vie < 2.6 millions d'années dans le cas du Fe-60) qui ont été capturés au moment où la météorite se formait. Le premier radioélément 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 le 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 fallut 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 radioéléments) plaident en faveur de l'explosion d'une supernova à proximité de la nébuleuse protosolaire.

A gauche, chondres (les inclusions claires noyées dans la matrice) dans la météorite de Krymka, une chondrite du groupe LL3 qui tomba en Ukraine en 1946. A droite, le champ magnétique emprisonné dans un échantillon de la météorite de Semarkona appartenant au même groupe. Documents Collection Peter Mamet et Steve Desch/U.Arizona.

Si nous ignorons encore dans quelles proportions le Soleil et le disque de poussières 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.

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 a 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.

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.

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

Comment expliquer qu'un disque disparaisse aussi rapidement ? 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 massives, 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 d'un million d'années. 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.

Dispersion du disque interne de la nébuleuse protosolaire

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. 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 fallut pour dissiper cette nébuleuse formant le disque interne ? Une nouvelle fois, c'est l'étude des météorites qui nous apporta la réponse.

Illustration artistique de la nébuleuse protosolaire qui se forma voici 4.658 milliards d'années. L'analyse du magnétisme rémanent des augites a permis de confirmer que le disque interne constitué de gaz se dissipa en 3.8 millions d'années. Document Hernan Canellas/MIT.

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 lapse 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 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 poussières 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 poussières) 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 poussières.

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 poussières. 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), nous pénétrons dans le disque de poussières 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 poussières 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.

Mais est-ce bien ainsi que se transforment réellement les disque protoplanétaires ? Une nouvelle fois, quelles preuves avons-nous qu'un tel processus se produit réellement ? Peut-on déjà prouver que le système solaire s'est formé de cette manière ? Cette question soulève la question fondamentale de savoir comment les planètes se sont formées à partir du disque ? C'est l'objet du prochain chapitre.

Prochain chapitre

Le disque de poussières

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