Les Objets Proches de la Terre (NEOs)

Système Solaire

Near-Earth Objects

Les Objets Proches de la Terre (NEOs)

Les objets proches de la Terre, ou NEOs (Near-Earth Objects) revêtent un très grand intérêt pour plusieurs communautés, et ce pour diverses raisons: leur importance scientifique intrinsèque, les risques d’impact et les moyens de les réduire, les programmes d’explorations humaines, et un domaine émergeant actuellement qui a trait à l’extraction privée des ressources minières des astéroïdes.

 

 

Bien que plusieurs missions récentes aient visité certains NEO, la plupart avaient des capacités spectroscopiques limitées. Le JWST observera 2 NEO particulièrement intéressants, Phaéton et Don Quichotte (Programme GTO 1245)

Système Solaire

NEAR-EARTH OBJECTS

Les Objets Proches de la Terre (NEOs)

Les objets proches de la Terre, ou NEOs (Near-Earth Objects) revêtent un très grand intérêt pour plusieurs communautés, et ce pour diverses raisons: leur importance scientifique intrinsèque, les risques d’impact et les moyens de les réduire, les programmes d’explorations humaines, et un domaine émergeant actuellement qui a trait à l’extraction privée des ressources minières des astéroïdes.

 

 

Bien que plusieurs missions récentes aient visité certains NEO, la plupart avaient des capacités spectroscopiques limitées. Le JWST observera 2 NEO particulièrement intéressants, Phaéton et Don Quichotte (Programme GTO 1245)

Ces observations conduites avec le JWST utiliseront les instruments NIRCam, NIRSpec et MIRI.

Toutatis, le célèbre NEO, d’une forme de pomme de terre, de 4,6 km dans sa plus grande longueur qui a frôlé la Terre (1 550 000 km tout de même!)

 le 29 septembre 2004

Les NEOs Phaéthon & Don Quichotte

Phaéthon

est un astéroïde Apollon dont le périhélie se situe bien à l’intérieur de l’orbite de Mercure (en 2017 il s’agissait de l’astéroïde nommé qui se rapproche le plus du Soleil), et dont l’orbite est liée à la douche de météores des Geminides (c’est d’ailleurs le seul astéroïde à présenter cette singularité).

 

Les astéroïdes Apollon sont une famille d’astéroïdes géocroiseurs. Elle est nommée d’après Apollon, le premier de cette famille à avoir été découvert. 

Les astéroïdes sont classés dans cette famille si leur demi-grand axe est strictement supérieur à 1 unité astronomique (ua : la distance Terre – Soleil) et leur périhélie inférieur à 1,017 ua. 

 

En janvier 2017 on connaissait 8 365 astéroïdes Apollon, dont 1 181 sont numérotés et 67 nommés.

 

 

Les Geminides sont une pluie de météores qui a lieu à la mi-décembre, formée par les débris de la comète Phaeton qui brûle dans notre atmosphère. 

 

Ce corps céleste est inhabituel car il n’a été reconnu que récemment comme une comète. Pendant de nombreuses années, les astronomes pensaient que Phaethon était un grand astéroïde, en raison de son manque total de glace. Finalement, les chercheurs ont découvert que le manque de glace était simplement dû à la proximité de son chemin avec le soleil, et ils l’ont reclassifiée comme une comète éteinte ou une comète de roche. En fait, ce serait plutôt les restes du noyau d’une comète morte. 

 

 

Parce que Phaeton est une comète étrange, le comportement de ses météorites est également un peu inhabituel.

le 13 décembre 2017

Douche des Géminides dans la Voie Lactée

Depuis Auriga (en haut) jusqu’à Puppis (en bas). On distingue Orion à droite. Photo prise depuis Quailway Cottage dans l’Arizona, près de Portal.

  • L’une des marques des Geminides est que, au lieu du mélange de glace, de roche et de débris spatiaux assortis, les météorites que l’on voit fuser ne sont que des morceaux de la comète. Cela signifie qu’il y en a beaucoup plus que dans d’autres pluies célèbres (les Perséides et les Léonides, par exemple), et ce qui leur permet de tomber plus profondément dans notre atmosphère et de créer également des arcs plus longs.

Douche des Géminides dans la Voie Lactée

Depuis Auriga (en haut) jusqu’à Puppis (en bas). On distingue Orion à droite. Photo prise depuis Quailway Cottage dans l’Arizona, près de Portal.

  • L’une des marques des Geminides est que, au lieu du mélange de glace, de roche et de débris spatiaux assortis, les météorites que l’on voit fuser ne sont que des morceaux de la comète. Cela signifie qu’il y en a beaucoup plus que dans d’autres pluies célèbres (les Perséides et les Léonides, par exemple), et ce qui leur permet de tomber plus profondément dans notre atmosphère et de créer également des arcs plus longs.

le 13 décembre 2017

Don Quichotte

est un astéroïde cométaire membre de la famille des Amor, géocroiseur, aréocroiseur (dont l’orbite croise celle de Mars, de Ares et zénocroiseur (dont l’orbite croise celle de Jupiter, de Zeus. 

 

C’est un objet potentiellement dangereux pour nous, qui fut découvert le 26 septembre 1983 par Paul Wild. Il possède des propriétés spectrales identiques à celles des comètes, ce qui est très rare dans la population NEO.

 

Les astéroïdes Amor sont une famille d’astéroïdes qui croisent l’orbite de Mars mais non celle de la Terre. 

 

Ils sont ainsi nommés d’après l’astéroïde Amor et sont aussi nommés astéroïdes géo-frôleurs (Earth-grazing asteroids, en anglais).

 

Ce sont des frôleurs extérieurs, c’est-à-dire qu’ils s’approchent de l’extérieur de l’orbite de la Terre, mais ne la coupent pas. Le membre le plus célèbre de cette famille est probablement Éros, qui fut à la fois le premier à être découvert et le premier astéroïde sur lequel une sonde (NEAR Shoemaker) s’est posée. 

 

En janvier 2017, on connaissait 5 971 astéroïdes Amor dont 960 sont numérotés et 73 nommés.

© Nasa, JPL-Caltech, DLR, NAU

L’atmosphère (ou coma) de la comète Don Quichotte, sur une image capturée par le télescope spatial Spitzer.

Trajectoire des différents types d’astéroïdes géocroiseurs : Apollon, Aten et Amor. Les astéroïdes Amor ne font que frôler l’orbite terrestre dessinée en bleu sur le schéma.

Gros Astéroïdes et Troyens

Système solaire

un troyen est un astéroïde

Gros Astéroïdes et Troyens

En astronomie, un troyen est un astéroïde (parfois une lune) partageant la même orbite qu’une planète ou un de ses satellites à des points stables appelés points de Lagrange L4 et L5. Ces points se trouvent à 60° en avant ou en arrière de l’objet principal.

 

Le premier astéroïde troyen fut découvert en 1906 par Max Wolf à proximité de Jupiter. Il précédait la géante gazeuse de 60° sur son orbite, illustrant pour la première fois une théorie émise 130 ans plus tôt par le mathématicien français Pierre de Lagrange. Il avait démontré en 1772 que lorsque deux corps célestes orbitent l’un autour de l’autre, il existe cinq points de l’orbite où la force de gravitation compense la force centrifuge et où un troisième corps céleste reste immobile par rapport aux deux autres. Mais seuls les points L4 et L5 donnent lieu à des orbites vraiment stables.

Système solaire

UN TROYEN EST UN ASTÉROÏDE

Gros Astéroïdes et Troyens

En astronomie, un troyen est un astéroïde (parfois une lune) partageant la même orbite qu’une planète ou un de ses satellites à des points stables appelés points de Lagrange L4 et L5. Ces points se trouvent à 60° en avant ou en arrière de l’objet principal.

 

Le premier astéroïde troyen fut découvert en 1906 par Max Wolf à proximité de Jupiter. Il précédait la géante gazeuse de 60° sur son orbite, illustrant pour la première fois une théorie émise 130 ans plus tôt par le mathématicien français Pierre de Lagrange. Il avait démontré en 1772 que lorsque deux corps célestes orbitent l’un autour de l’autre, il existe cinq points de l’orbite où la force de gravitation compense la force centrifuge et où un troisième corps céleste reste immobile par rapport aux deux autres. Mais seuls les points L4 et L5 donnent lieu à des orbites vraiment stables.

Depuis 1906 on a découvert des milliers d’astéroïdes sur les points de Lagrange de certaines planètes. En 2013, Jupiter se taille la part du lion avec des milliers de troyens, Mars en compte sept et Neptune neuf. Les quatre plus grands objets, Céres, Vesta, Pallas et Hygée, comprennent quasiment la moitié de la masse totale de la ceinture d’astéroïdes.

Les études récentes ont montré que les astéroïdes plus de 200 km de diamètre sont les restes intacts des touts premiers âges du Système Solaire et que ces objets possédaient une histoire dynamique avec des processus toujours en cours.

L’asteroîde Pallas

Pallas (du grec ancien Παλλάς)

est le troisième plus grand objet de la ceinture principale d’astéroïdes du Système solaire, après la planète naine Cérès et l’astéroïde Vesta. C’est le second astéroïde découvert. Il le fut fortuitement le 28 mars 1802 par Heinrich Olbers, alors que l’astronome tentait de retrouver Cérès à l’aide des prédictions orbitales de Carl Friedrich Gauss. Charles Messier avait été cependant le premier à l’observer en 1779, quand il suivait la trajectoire d’une comète, mais il prit l’objet pour une simple étoile de magnitude 7.

 

Pallas contient environ 7 % de la masse totale de la ceinture d’astéroïdes. À l’instar de Cérès, Junon et Vesta, il fut considéré comme une planète jusqu’à ce que la découverte de nombreux autres astéroïdes conduise à sa reclassification. 

 

Comme celle de Pluton, l’orbite de Pallas est très fortement inclinée (34,8°) par rapport au plan de la ceinture d’astéroïdes principale, ce qui rend l’astéroïde difficilement accessible par engin spatial. Sa surface est constituée de silicates, son spectre étant similaire à celui des météorites de chondrites carbonées.

Hygée (ou Hygie)

est le quatrième plus gros astéroïde de la ceinture principale d’astéroïdes en volume et en masse. Se caractérisant par une forme oblongue et des diamètres variant de 350 à 500 kilomètres, il possède une masse estimée à 2,9 % de la masse totale de la ceinture. C’est le plus grand des astéroïdes dotés d’une surface carbonée (type C).

Hygée

Programme GTO 1244

Trois des quatre plus grands astéroïdes, de faible albédo, seront observés avec le JWST.

 

Ces observations étendront les mesures faites sur Cérès bien au-delà des longueurs d’ondes étudiées par la mission DOWN et fourniront des mesures uniques de Pallas et Hygée qu’il est impossible d’obtenir à partir d’autres plates-formes.

 

Les astéroïdes Troyens sont des objets clés pour la compréhension de la dynamique des débuts du système solaire et pour la migration des planètes. Les scientifiques pensent qu’ils sont biologiquement riches, mais leurs distances et leurs faibles albédos rendent très difficile leur observation.

 

Les observations des astéroïdes qui seront réalisées avec le JWST amélioreront la connaissance de leur densité, qui sera combinée avec les données sur leur composition, obtenue par spectroscopie.

 

Un des objectifs de ce programme étant la préparation de la mission LUCY de la NASA, prévue pour 2033.

Pallas (du grec ancien Παλλάς)

L’asteroîde Pallas

est le troisième plus grand objet de la ceinture principale d’astéroïdes du Système solaire, après la planète naine Cérès et l’astéroïde Vesta. C’est le second astéroïde découvert. Il le fut fortuitement le 28 mars 1802 par Heinrich Olbers, alors que l’astronome tentait de retrouver Cérès à l’aide des prédictions orbitales de Carl Friedrich Gauss. Charles Messier avait été cependant le premier à l’observer en 1779, quand il suivait la trajectoire d’une comète, mais il prit l’objet pour une simple étoile de magnitude 7.

 

Pallas contient environ 7 % de la masse totale de la ceinture d’astéroïdes. À l’instar de Cérès, Junon et Vesta, il fut considéré comme une planète jusqu’à ce que la découverte de nombreux autres astéroïdes conduise à sa reclassification. 

 

Comme celle de Pluton, l’orbite de Pallas est très fortement inclinée (34,8°) par rapport au plan de la ceinture d’astéroïdes principale, ce qui rend l’astéroïde difficilement accessible par engin spatial. Sa surface est constituée de silicates, son spectre étant similaire à celui des météorites de chondrites carbonées.

Hygée (ou Hygie)

Hygée

est le quatrième plus gros astéroïde de la ceinture principale d’astéroïdes en volume et en masse. Se caractérisant par une forme oblongue et des diamètres variant de 350 à 500 kilomètres, il possède une masse estimée à 2,9 % de la masse totale de la ceinture. C’est le plus grand des astéroïdes dotés d’une surface carbonée (type C).

Programme GTO 1244

Trois des quatre plus grands astéroïdes, de faible albédo, seront observés avec le JWST.

 

Ces observations étendront les mesures faites sur Cérès bien au-delà des longueurs d’ondes étudiées par la mission DOWN et fourniront des mesures uniques de Pallas et Hygée qu’il est impossible d’obtenir à partir d’autres plates-formes.

 

Les astéroïdes Troyens sont des objets clés pour la compréhension de la dynamique des débuts du système solaire et pour la migration des planètes. Les scientifiques pensent qu’ils sont biologiquement riches, mais leurs distances et leurs faibles albédos rendent très difficile leur observation.

 

Les observations des astéroïdes qui seront réalisées avec le JWST amélioreront la connaissance de leur densité, qui sera combinée avec les données sur leur composition, obtenue par spectroscopie.

 

Un des objectifs de ce programme étant la préparation de la mission LUCY de la NASA, prévue pour 2033.

La Planète MARS sera observée avec le JWST

Système solaire

depuis plus d’un siècle

La planète Mars sera observée avec le JWST

La planète Mars a fasciné les scientifiques depuis plus d’un siècle. De nos jours, c’est un désert glacé dont la teneur en dioxide de carbone dans l’atmosphère est 100 fois plus faible que cette qui baigne la Terre. Pourtant, des indices semblent suggérer que dans les premiers temps de notre système solaire, il y a plusieurs milliards d’années, Mars avait un océan d’eau conséquent.

 

Le JWST étudiera cette planète dans le cadre du  programme GTO (1415)  qui se propose d’en apprendre plus sur le mécanisme qui a fait que la planète est passé d’un état humide à un état sec, et sur ce que cela signifie quant à son habitabilité passée et présente.

Système solaire

depuis plus d’un siècle

La planète Mars sera observée avec le JWST

La planète Mars a fasciné les scientifiques depuis plus d’un siècle. De nos jours, c’est un désert glacé dont la teneur en dioxide de carbone dans l’atmosphère est 100 fois plus faible que cette qui baigne la Terre. Pourtant, des indices semblent suggérer que dans les premiers temps de notre système solaire, il y a plusieurs milliards d’années, Mars avait un océan d’eau conséquent.

 

Le JWST étudiera cette planète dans le cadre du  programme GTO (1415)  qui se propose d’en apprendre plus sur le mécanisme qui a fait que la planète est passé d’un état humide à un état sec, et sur ce que cela signifie quant à son habitabilité passée et présente.

Mars a été visité par plus de missions spatiales que n’importe quelle autre planète de notre système solaire. A l’heure actuelle (avril 2018) pas moins de 6 vaisseaux spatiaux actifs orbitent autour de la planète, tandis que 2 véhicules, les Mars Exploration Rover MER roule sur son sol. 

 

C’est une mission double de la NASA lancée en 2003, composée de deux robots mobiles ayant pour objectif d’étudier la géologie de la planète Mars et en particulier le rôle joué par l’eau dans l’histoire de la planète. Les deux robots ont été lancés au début de l’été 2003 et se sont posés en janvier 2004 sur deux sites martiens susceptibles d’avoir conservé des traces de l’action de l’eau dans leur sol. 

Chaque rover (astromobile, ou robot d’exploration), piloté par un opérateur depuis la Terre, a alors entamé un périple en utilisant une batterie d’instruments embarqués pour analyser les roches les plus intéressantes:

MER-A 

rebaptisé Spirit a atterri le 3 janvier 2004 dans le cratère Gusev, une dépression de 170 kilomètres de diamètre qui a peut-être accueilli un lac.

MER-B 

renommé Opportunity s’est posé le 24 janvier 2004 sur Meridiani Planum.

Le robot d’exploration Curiosity

  • a découvert, à partir de l’analyse d’un échantillon de sol martien provenant de Rocknest, une zone sablonneuse située dans le cratère Gale, que le sol contenait entre 1,5 % et 3 % d’eau, ce qui est considérable. En effet, une telle teneur en eau signifie que 0,3m3 de sol martien contient en moyenne 1 litre d’eau ! 
  •  
  • Curiosity a également permis de confirmer la présence d’autres composés chimiques, notamment du dioxyde de soufre, du dioxyde de carbone et de l’oxygène.

Le robot d’exploration Curiosity

  • a découvert, à partir de l’analyse d’un échantillon de sol martien provenant de Rocknest, une zone sablonneuse située dans le cratère Gale, que le sol contenait entre 1,5 % et 3 % d’eau, ce qui est considérable. En effet, une telle teneur en eau signifie que 0,3m3 de sol martien contient en moyenne 1 litre d’eau ! 
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  • Curiosity a également permis de confirmer la présence d’autres composés chimiques, notamment du dioxyde de soufre, du dioxyde de carbone et de l’oxygène.

Les avantages du JWST et les défis à relever

Un atout clé est de pouvoir prendre un instantané du disque entier de Mars en un clin d’oeil. 

Les navettes spatiales, en revanche, prennent du temps pour faire une carte complète et peuvent donc être affectées par la variabilité quotidienne, tandis que les astromobiles ne peuvent que voir l’emplacement où ils se trouvent. Les processus diurnes (le long de l’axe Est-Ouest) et latitudinaux (entre les hémisphères), y compris les effets saisonniers pourront être mis en évidence. Le JWST bénéficie aussi d’une excellente résolution spectrale (ie. la capacité de séparer des longueurs d’onde proches), et n’a pas d’atmosphère qui pourrait affecter les mesures, comme c’est le cas pour celles faites sur la Terre. 

 

Le JWST étudiera, grâce à des cartes obtenues à une cadence élevée (avec les instruments NIRSpec et NIRCam), les variations occurrentes dans les nuages de poussières et de glaces, et recherchera des traces de composés hydratés sur la surface Martienne. Ceci étant dit, observer Mars avec le JWST ne sera pas tâche aisée! En effet, ce télescope a été conçu pour détecter des sources extrêmement distantes et faibles. Or, Mars est proche et brillante. Les observations devront donc être très soigneusement agencées de manière à éviter d’éblouir les instruments délicats du JWST.

 

Ce qui est aussi très important, observer Mars permettra de tester la capacité du JWST à suivre des objets qui se déplacent dans le ciel, ce qui est d’un extrême intérêt, avec les conséquences que l’on peut imaginer, pour pouvoir étudier notre système solaire.

L’eau et le méthane

Une grande partie de l’eau que Mars avait pu retenir dans le passé s’est perdue au fil du temps à cause des rayons ultraviolet du Soleil qui en brisèrent les molécules. Les chercheurs peuvent estimer la quantité disparue en mesurant l’abondance de deux formes d’eau légèrement différentes dans l’atmosphère de la planète: l’eau normale (H2O) et l’eau lourde (HDO), dans lequel un atome hydrogène est remplacé naturellement par du deutérium. L’hydrogène s’échapperait plus facilement dans l’espace que son isotope plus lourd (le deutérium) et cela biaiserait le rapport de H2O à HDO au fil du temps.


Le JWST sera capable de mesurer ce rapport à différentes époques, saisons et endroits.

Le sol martien est la fine couche de régolithe trouvée à la surface de Mars. 

Ses propriétés diffèrent significativement du sol terrestre. Sur Terre, le terme « sol » renvoie généralement à la présence de matière organique.

Bien que la plus grande partie de l’eau sur Mars soit enfermée dans de la glace, il n’en demeure pas moins qu’un peu d’eau liquide pourrait exister dans des aquifères souterrains (un aquifère est une formation géologique ou une roche, suffisamment poreuse et/ou fissurée tout en étant suffisamment perméable pour que l’eau puisse y circuler librement).


Ces réservoirs potentiels pourraient même héberger une forme de vie. Cette idée fascinante a eu un écho retentissant et a pris des proportions énormes lorsqu’en 2003, les astronomes ont détecté du méthane dans l’atmosphère de Mars. Ce méthane pourrait être produit par des bactéries, mais il pourrait aussi provenir de processus géologiques. Quoiqu’il en soit, la présence d’eau et de méthane aux mêmes endroits sur Mars est interprétée par plusieurs chercheurs comme un indice supplémentaire de la possibilité de l’existence d’une vie (voir le communiqué de presse de l’ESA).


Les données obtenues par le JWST pourraient fournir de nouveaux indices de premier plan sur l’origine de ces plumes de méthane (voir plus de détails sur l’article de l’ENS de Lyon en cliquant ici).

le 19 & 20 Mars 2003 

Spectres

  • Spectres montrant les raies d’absorption du méthane et de de la vapeur d’eau dans l’atmosphère martienne. Les graphes B et C correspondent, respectivement. Dans les deux cas, on note que les raies d’absorption sont plus marquées pour les moyennes latitudes de l’hémisphère Nord.
  •  
  •  (Droits réservés – © 2009 Mumma et al., Science, modifié).

Pour plus d’informations et de détails

Etude des disques

Système solaire

Quoi & comment

Etudes des disques

En 20 ans, nous sommes passés d’un seul prototype de système planétaire (le nôtre) à plus de 400, dont beaucoup d’entre eux ont des planètes sur des orbites excentriques et/ou des périodes orbitales de moins d’un an. Autant de systèmes, autant de surprises, autant d’inconnues !

Il est probable que la diversité des exoplanètes reflète une diversité des conditions initiales qui prévalent dans les disques. Ces conditions initiales pourraient dépendre de la  dimension physique des disques  (formation, troncature),  de leur structure verticale, de la mise en place des poussières, et de leur composition en fonction de la distance. Des trous dont les dimensions sont extrêmement variables peuvent apparaître, qui résultent de la formation de protoplanètes. Le mécanisme qui régit  l’évolution des disques est aussi mal connu. Comment et quand le gaz se dissipe-t-il et quelle est la durée de vie des planétésimaux sont aussi des questions à élucider. L’imagerie dans l’infrarouge thermique est particulièrement adaptée pour ce faire.

Système solaire

QUOI & COMMENT

Etudes des disques

En 20 ans, nous sommes passés d’un seul prototype de système planétaire (le nôtre) à plus de 400, dont beaucoup d’entre eux ont des planètes sur des orbites excentriques et/ou des périodes orbitales de moins d’un an. Autant de systèmes, autant de surprises, autant d’inconnues !

Il est probable que la diversité des exoplanètes reflète une diversité des conditions initiales qui prévalent dans les disques. Ces conditions initiales pourraient dépendre de la  dimension physique des disques  (formation, troncature),  de leur structure verticale, de la mise en place des poussières, et de leur composition en fonction de la distance. Des trous dont les dimensions sont extrêmement variables peuvent apparaître, qui résultent de la formation de protoplanètes. Le mécanisme qui régit  l’évolution des disques est aussi mal connu. Comment et quand le gaz se dissipe-t-il et quelle est la durée de vie des planétésimaux sont aussi des questions à élucider. L’imagerie dans l’infrarouge thermique est particulièrement adaptée pour ce faire.

A ces longueurs d’onde, le contraste entre l’étoile et son disque est considérablement réduit (de l’ordre d’un facteur 1 au lieu de plusieurs milliers dans le proche infrarouge). Au fur et à mesure que le disque évolue, le gaz s’évapore sous le rayonnement de photons de haute énergie (FUV, EUV, et Rayons-X) (processus connu des astronomes sous le nom de « photoévaporation », la densité de surface diminue, les poussières coagulent et prennent place.

L’imagerie dans l’infrarouge thermique permet de se représenter la structure poussiéreuse du disque et de corriger des erreurs commises dans des interprétations basées sur l’étude de la densité spectrale d’énergie (SED). Des signatures directe de différents matériaux (à l’état solide) peuvent être détectées par spectro-imagerie ce qui permet d’obtenir une représentation de la distribution radiale des différents types de poussières (silicates amorphes ou cristallins, glace, argile, calcium, carbonates,…).

Selon la théorie d’accrétion en vigueur, initialement développée pour expliquer l’architecture de notre système solaire, le processus de formation planétaire débute par la croissance par collisions de grains de poussières sub-microscopiques jusqu’à des planétésimaux de quelques kilomètres sur des échelles de temps variant d’un million à 100 millions d’années. 

 

Lorsqu’un cœur protoplanétaire d’environ 10 masses terrestre s’est formé, le gaz environnant est capturé par gravitation pour donner naissance à une planète géante gazeuse.

Cependant, ni les planètes de type Jupiter chaudes (à moins d’une unité astronomique de son étoile), ni les exoplanètes distantes ne peuvent s’être formées par ce mécanisme d’accrétion. Une migration de ces planètes est souvent invoquée pour palier la contrainte de la masse de l’intérieur du disque et l’échelle de temps nécessaire à la formation de ces exoplanètes dans la partie externe du disque, qui autrement excèderait la durée de vie de ce dernier. Une autre alternative serait de faire appel à des instabilités gravitationnelles, qui auraient lieu dans des temps beaucoup plus courts (quelques milliers d’années), mais cette hypothèse requiert des densités de surface élevées, des temps de refroidissement très courts, et des distances à l’étoile relativement grandes dans le disque protoplanétaire initial. Des différences dans les systèmes exoplanétaires entre des étoiles similaires au soleil et d’autres de masses plus petites ont été récemment mises en évidence. 

 

La très grande variété des systèmes planétaires extrasolaires devrait se refléter à une époque beaucoup plus ancienne, nommément dans le disque protoplanétaire.

Objectifs

Ce programme se propose d’utiliser l’extrême sensitivité et la très grande résolution spatiale du JWST, en particulier avec MIRI, pour :

1 – Etudier la structure verticale des disques protoplanétaires

2 – Procéder à un inventaire des composantes chimiques de ces disques

3  Essayer de comprendre comment la formation de protoplanètes influe sur la morphologie de ces disques

JWST - James Webb Space Telescope

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