Protoplanète

Un planétésimal est un objet formé de poussière, de roche et d'autres matériaux, dont la taille varie de quelques mètres à plusieurs centaines de kilomètres. Selon l' hypothèse des planétésimaux de Chamberlin-Moulton et les théories de Viktor Safronov , un disque protoplanétaire composé de gaz et de poussières orbiterait autour d'une étoile au début de la formation d'un système planétaire. L'action de la gravité sur ces matériaux forme des fragments de plus en plus gros jusqu'à ce que certains atteignent la taille de planétésimaux.

On pense que les collisions de planétésimaux ont créé quelques centaines d'embryons planétaires plus grands. Sur une période de centaines de millions d'années, ces embryons sont entrés en collision les uns avec les autres. La séquence exacte de ces collisions, à l'origine de la formation des planètes, reste inconnue, mais on suppose que les collisions initiales ont remplacé la première « génération » d'embryons par une seconde génération, moins nombreuse mais plus grande. Ces derniers seraient ensuite entrés en collision pour former une troisième génération, encore moins nombreuse mais toujours plus grande. Finalement, il ne restait plus qu'une poignée d'embryons, qui sont entrés en collision pour achever la formation des planètes proprement dites.

Les premières protoplanètes contenaient davantage d'éléments radioactifs , dont la quantité a diminué au fil du temps en raison de la désintégration radioactive . Le chauffage dû à la radioactivité, aux impacts et à la pression gravitationnelle a provoqué la fusion de certaines parties des protoplanètes lors de leur formation en planètes. Dans les zones fondues, les éléments les plus lourds ont plongé vers le centre, tandis que les éléments plus légers sont remontés à la surface. Ce processus est connu sous le nom de différenciation planétaire . La composition de certaines météorites montre que cette différenciation a eu lieu dans certains astéroïdes .

Dans le cas du Système solaire , on pense que les collisions de planétésimaux ont créé quelques centaines d'embryons planétaires. Ces embryons étaient semblables à Cérès et Pluton , avec des masses d'environ ^10²² à 10²³ ^kg et un diamètre de quelques milliers de kilomètres .

Selon l' hypothèse de l'impact géant , la Lune s'est formée à partir d'un impact colossal d'une protoplanète hypothétique appelée Théia avec la Terre, au début de l' histoire du système solaire .

Dans le système solaire interne, les trois protoplanètes ayant survécu plus ou moins intactes sont les astéroïdes Cérès , Pallas et Vesta . Psyché est probablement la survivante d'une violente collision avec un autre objet, collision qui aurait arraché les couches rocheuses externes d'une protoplanète. L'astéroïde Métis pourrait également avoir une origine similaire à celle de Psyché. L'astéroïde Lutétia présente aussi des caractéristiques qui rappellent celles d'une protoplanète. Les planètes naines de la ceinture de Kuiper sont également considérées comme des protoplanètes. La présence de météorites de fer sur Terre suggère fortement l'existence d'autres protoplanètes à noyau métallique dans la ceinture d'astéroïdes , qui ont depuis été détruites et qui seraient à l'origine de ces météorites.

Les premières exoplanètes candidates imagées directement ont été confirmées en 2005. Plusieurs d'entre elles sont très jeunes, comme DH Tauri b , GQ Lupi b et 2M1207b , et présentent des signes d'accrétion. Cependant, aucune de ces candidates n'a encore été identifiée, soit par confirmation de sa masse planétaire, soit par confirmation de sa formation au sein du disque protoplanétaire de l'objet hôte.

En janvier 2012, des astronomes ont effectué la première observation directe d'une protoplanète candidate se formant dans un disque de gaz et de poussière autour d'une étoile lointaine, LkCa 15. [ observations ultérieures ont cependant réfuté l'existence de cette candidate.

En février 2013, des astronomes ont effectué la première observation directe d'une protoplanète candidate, qui reste candidate, en formation dans un disque de gaz et de poussière autour d'une étoile lointaine, HD 100546. [ observations ultérieures suggèrent que plusieurs protoplanètes pourraient être présentes dans le disque de gaz.

Une autre protoplanète, AB Aur b, pourrait se trouver au tout premier stade de formation observé pour une géante gazeuse. Elle est située dans le disque gazeux de l'étoile AB Aurigae . AB Aur b figure parmi les plus grandes exoplanètes identifiées et son orbite est très éloignée, trois fois plus éloignée que Neptune du Soleil. Les observations d'AB Aur b pourraient remettre en question les théories actuelles sur la formation des planètes. Elle a été observée par le télescope Subaru et le télescope spatial Hubble .

Les anneaux, les lacunes, les spirales, les concentrations de poussière et les ombres observés dans les disques protoplanétaires pourraient être causés par des protoplanètes. Ces structures ne sont pas entièrement comprises et ne constituent donc pas une preuve de la présence d'une protoplanète. Une nouvelle approche pour étudier l'effet des protoplanètes sur le disque consiste à observer les raies moléculaires des disques protoplanétaires sous forme de cartes de vitesse du gaz. HD 97048 b est la première protoplanète détectée par cinématique de disque , sous la forme d'une discontinuité dans la carte de vitesse du gaz.