Ecole dAussois II Chrono III LA FORMATION DES
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Ecole d’Aussois II – Chrono III LA FORMATION DES PREMIERS SOLIDES Bilan & Conclusions
I) Influence de l’ environnement Le système solaire est né dans un amas – association stellaire • 60 Fe – SN • self-shielding du CO • grains interstellaires • Distribution orbitale
I) Influence de l’ environnement Le système solaire est né dans un amas – association stellaire • 60 Fe – SN • self-shielding du CO • grains interstellaires • Distribution orbitale SEDNA
II) Mixé vs. local
II) Mixé vs. local
II) Mixé vs. local Matrice des chondrites • Fragments de chondres • Silicates cristallins magnésiens (forsterite et enstatite) • Silicates cristallins riches en Fe. O (olivine) • Matériaux silicate amorphes • Phyllosilicates • Matière carbonée • Carbonates • Métal et Fe. S • Matériaux réfractaires • Grains présolaires Silicate amorphe Matière carbonée Olivine Enstatite
II) Mixé vs. local
II) Mixé vs. local
II) Mixé vs. local
II) Mixé vs. local Matrice des chondrites Silicate amorphe Matière carbonée Olivine Enstatite
III) Les planétésimaux précurseurs
III) Les planétésimaux précurseurs
III) Les planétésimaux précurseurs Les temps d’accrétion sont proportionnels à S~ 1/r P ~ 1/r 3/2 Entre 2. 5 UA et 0. 25 UA on gagne presque 3 ordres de grandeurs…. .
III) Les planétésimaux précurseurs Les temps de collision chutent aussi avec la distance héliocentrique
III) Les planétésimaux précurseurs
III) Les planétésimaux précurseurs
III) Les planétésimaux précurseurs
III) Les planétésimaux précurseurs Il faut abandonner une vision ou grosso modo les planétésimaux se forment partout au même temps. La partie interne du system solaire pouvait avoir une génération tout à fait développé des planétésimaux, alors que dans la ceinture de Kuiper on était encore au stade des grains
III) Structure des disques
III) Structure des disques
III) Structure des disques Line emission more extended Ejection & Accretion ~ 0. 1 – 2 AU èEncore plus complique Car accretion et ejection Sont simultanee atour de la jeune etoile • Resultats AMBER: Malbet et al. , 2005 è Observations of MWC 297 (HBe star) – continuum (thermique) du disque + gaz raie Brγ è L’emission du gaz provient d’une region + etendue è Un vent (etendu) + un disque …
III) Structure des disques
III) Structure des disques Carres: Rin(CO) emission CO gazeuse les Rin Cercles: Plein: Rin pour poussieres (interfero opt. Akeson et al. , 2005) Vides: Rin base sur SEDs (Muzerolles et al 2003) Maintenant il existe: Rin(grains) & Rin(gaz) 1 X: Rayon de Co-rotation des etoiles Y: Rayon interne CO Pointilles: sources ou les 2 Rin sont connus Tend a montrer que du gaz est observe a l’interieur de Rin(poussieres) et a l’interieur de la co-rotation Augmenter la statistique (et la precision des resultats en interferometrie, barre d’ erreur? ) Najita et al. , PPV
III) Structure des disques Beaucoup des questions importantes restent sans réponse • Taille des grains en fonction de l’age du disque • Évidence de grossissement des grains même en Classe-0 • Distribution bi-modale des tailles des poussières, peu des grains de ~10 cm • Taille des grains en fonction de la distance héliocentrique • Évidence de sédimentation sur le plan médian, mais pas effet de tailles • Position de la ligne de glace • T(r)~r -0. 65 @ r>100 UA; gradient vertical de température • Rapport gaz/poussières • `Broken power law’ de (r) à grands r (300 -1, 000 UA) • Turbulence (supersonique, subsonique) • Subsonique @ r> 100 UA
ALMA
LE PARADOXE DU DISQUE FRANCAIS Les disques sont en rotation (Keplerienne)…. . Mais ils ne rotent pas!!
CHRONOLOGIE DE LA FORMATION DU SYSTEME SOLAIRE. III. LA FORMATION DES PREMIERS SOLIDES THE END SOC: T. Guillot (OCA), M. Chaussidon (CRPG Nancy), A. Dutrey (Obs. Bordeaux), D. Gautier (LESIA, Paris), M. Gounelle (CNSCM, Paris 11) LOC: T. Guillot, A. Morbidelli, R. Hollande
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