Parmi plus de 100 planètes extra solaires aujourd’hui découvertes, une quinzaine orbitent autour d’étoiles binaires. L’un des systèmes les plus interessants est Gamma-Cephei, puisque c’est celui où le couple binaire est le plus serré (Figure 1). La planète est une géante légèrement plus massive que Jupiter, à une distance de 2,1 unités astronomiques (1 UA = distance Terre-Soleil) de l’étoile centrale. Gamma-f1.gif Des études ont montré que cette planète est sur une orbite stable, mais la question est de savoir comment elle a pu se former dans un tel système binaire : l’étoile compagnon est tellement proche que ses effets perturbateurs pourraient empêcher l’accrétion d’une planète. Le modèle « standard » de formation planétaire suppose en effet un environnement dynamiquement « calme ». Seul cet environnement calme permet des chocs suffisamment « mous », entraînant l’accrétion mutuelle des planétésimaux, ces objets rocheux kilométriques qui sont les « briques » àpartir desquelles vont se former des embryons planétaires d’environ 500 à1000 km (pour une bonne description du modèle standard : http://elbereth.obspm.fr/ charnoz/WebSS/INDEX.HTM). Figure 1 Le système de Gamma Cephei Pour étudier les possibilités d’accrétion planétaire dans un tel système, le paramètre fondamental est donc la vitesse de collision entre planétésimaux lors de la phase d’accrétion. La distribution de ces vitesses peut être étudiée à l’aide de simulations numériques. Celles-ci montrent que l’étoile compagnon induit de fortes perturbations des orbites des planétésimaux dans la région entre 1 et 4 UA (au delà de 4 UA les orbites sont instables), avec de fortes oscillations de l’excentricité. Ces perturbations entraînent des vitesses relatives de plus de 1 km/s qui empêchent toute accrétion (Figure 2). Figure 2 Effet de la perturbation de l’étoile secondaire sur un groupe de planétésimaux. Les particules sont initialement sur des orbites circulaires (excentricité e = 0) entre 1 et 5 UA et sont progressivement excitées sur des orbites de plus en plus perturbées, avec de fortes excentricités dont les oscillations se resserrent de plus en plus . A un moment donné, ces oscillations d’excentricités deviennent tellement fortes que les orbites de planétésimaux voisins se coupent, avec pour conséquence des vitesses relatives très fortes, de l’ordre de 1km/s, empêchant toute accrétion. Gamma-f2.gif La situation devient plus favorable à l’accrétion planétaire si on prend en compte l’effet du gaz sur les planétésimaux. Il est en effet probable que lors de la phase d’accrétion des planétésimaux, du gaz issu de la nébuleuse initiale était encore présent. Si ce gaz est suffisamment dense, la friction qu’il exerce sur les planétésimaux a tendance à aligner leurs orbites et à fortement réduire leurs vitesses de collision mutuelle. La taille des planétésimaux est ici un paramètre fondamental : plus ils sont petits, plus ils sont sensibles à l’action du gaz. Les simulations montrent que, pour une nébuleuse de gaz légèrement plus dense que la nébuleuse solaire dite « standard » et pour des planétésimaux de plus de 5 km, la friction réduit les vitesses relatives à des valeurs permettant l’accrétion (Figure 3). Tout le problème est de savoir si une telle phase de forte densité gazeuse a oui on non existé dans le passé... Gamma-f3.gif Figure 3 Comme figure 2, mais en présence de friction gazeuse. L’effet du gaz est d’atténuer les perturbations de l’étoile compagnon et surtout d’aligner les orbites des planétésimaux perturbés. Ceci empêche les fortes oscillations en excentricité de la Fig.2 d’apparaître et réduit donc fortement les vitesses relatives entre corps. Une autre conséquence de ce frottement gazeux est la lente dérive des corps vers l’étoile centrale, et en particulier le vidage des régions externes du système. Mais même si des embryons planétaires d’environ 1000 km ont pu se former, le problème n’en est pas résolu pour autant. Il reste à étudier la dernière phase, celle qui, par rencontres mutuelles entre ces gros embryons va donner naissance à la planète proprement dite. Car là encore les perturbations de l’étoile secondaire peuvent poser problème. Mais de nouvelles simulations montrent que, pour des conditions raisonnables, cette phase de coalescence entre embryons conduit presque toujours à la formation d’une planète de masse suffisante. Il y a cependant un problème, c’est que cette planète n’est jamais au « bon endroit » : sa position finale est toujours à moins de 1,5 UA de l’étoile primaire, et ce pour toutes les configurations envisagées (Figure 4). Comment concilier ce résultat plutôt dérangeant avec les observations ? Quelques hypothèses peuvent être envisagées. Il est par exemple envisageable que dans le passé la séparation entre les binaires était plus forte et a diminué après la formation de la planète ; ce serait le cas si la binaire était dans un environnement initial dense en étoiles pouvant perturber le système. Il est également possible que d’autres planètes géantes, non détectées pour l’instant, existent autour de Gamma Cephei et que les perturbations mutuelles entre planètes géantes aient fortement modifié leurs positions initiales. Figure 4 Evolution et accrétion mutuelle d’embryons planétaires de taille initiale 1000km. A mesure que le temps passe, les embryons s’accrètent les uns aux autres pour former des corps moins nombreux et plus massifs. On voit qu’àla fin de la simulation, un embryons de 10 Masse Terrestre s’est formé aux alentours de 1,5 UA. Gamma-f4.gif ----
Références Thébault, P., Marzari, F., Scholl, H., Turrini, D., Barbieri, M., "Planetary formation in the Gamma Cephei system", 2004, àparaître dans la revue Astronomy & Astrophysics Contact Philippe Thébault (Observatoire de Paris, LESIA)

Dernière modification le 22 février 2013

Among the more than 100 extra-solar planets today discovered, 15 have been found within binary systems. One of the more interesting of these systems is Gamma-Cephei, since it is the one with the closest companion star (Figure1). The detected planet is slightly more massive than Jupiter and orbits at 2.1 AU from the central star.

Gamma-f1.gif Previous studies have shown that this planet is on a stable orbit, but the question is how it could form within such a binary system : the companion star is indeed so close to the primary that its perturbing effect could prevent planetary accretion. Indeed, the "standard" scenario of planetary formation requires a dynamically "quiet" environment. Only in this quiet environment can impacts between planetesimals — planetesimals being the primordial km- sized "bricks" whose accretion will lead to 1000km-sized planetary embryos — be soft enough in order to lead to mutual accretion rather than erosion. Figure 1 The Gamma Cephei system To study the dynamical conditions allowing accretion in such a system, the crucial parameter is thus the impact velocity among planetesimals during the accretion phase. This velocity distribution can be studied using numerical simulations. Such simulations show that the secondary star induces strong perturbations of planetesimal orbits in the 1-4 AU region (orbits beyond 4 AU are unstable), with important eccentricity oscillations. These oscillations yield relative velocities higher than 1 km/s, thus preventing accretion (Figure 2). Figure 2 Effect of the companion star perturbations on a population of test planetesimals. Particles orbits are initially circular (e = 0) between 1 and 5 AU and are gradually excited, with large eccentricity oscillations which get narrower and narrower as time proceeds. At some point, these eccentricity oscillations become so narrow that they lead to orbital crossing between neighbouring planetesimals at very high encounter velocities, 1km/s, thus preventing any accretion. Gamma-f2.gif The situation becomes more favourable to planetary accretion when taking into account gas drag effect on planetesimals. It is indeed likely that a substantial amount of gas from the initial nebulae was still present as planetesimal accretion started. Should this gas be dense enough, then it would tend to align planetesimal orbits, hence lowering their impact velocities. Planetesimal sizes are here a crucial parameter : the smaller there are, the more sensitive to gaseous friction they get. Our simulations show that, for a gas nebulae slightly denser than the "standard" minimum mass solar nebulae and for planetesimals larger than 5 km, friction reduces encounter velocities to values allowing accretion (Figure 3). The (yet unanswered) question is : did such a high gas density stage really occur ?

Gamma-f3.gif Figure 3 Same as Fig.2, but with gas drag. The effect of the gas is to damp the orbital perturbations induced by the companion star but also to align neighbouring planetesimals orbits. This prevents the large eccentricity oscillations of Fig.2 to set in, and thus strongly reduces encounter velocities between particles. Another consequence of gaseous friction is the progressive orbital drift towards the central star it induces on planetesimals, with in particular the progressive emptying of the outer regions of the system. But even if planetary embryos of 1000 km could form, problems are not over yet. There is one important stage left before the completion of planetary formation, i.e. the final mutual perturbations and accreting encounters between those large embryos. Here again, perturbations by the companion star might hinder the process. However, new specific simulations show that this stage might successfully complete despite the perturbing star. There is nevertheless one important problem : the final planet is never at the right location ; it always ends up within 1.5 AU from the central star regardless of the initial conditions chosen (Figure 4). How can we reconcile this puzzling result with observational data ? Several hypothesis might be considered. It is for instance possible that the separation between the 2 stars was larger in the beginning and was reduced after the formation of the planet. This could be the case if the binary system was initially in a clustered stellar environment where neighbouring stars might have dynamically perturbed the system. It is also possible that one or several additional yet-undetected giant planet(s) orbit around Gamma Cephei and that mutual perturbations among planets might have affected their initial locations. Figure 4 Mutual evolution of planetary embryos of initial size 1000 km. As time goes on, embryos progressively accrete each other to form fewer but increasingly larger objects. At the end of the run, a 10 Earth-masses body, i.e. with a mass sufficient to trigger the final gas infall leading to a Jupiter-sized planet, have formed. However, it’s final position is around 1,5 AU, well within the actual location of the observed planet. Gamma-f4.gif

References Thébault, P., Marzari, F., Scholl, H., Turrini, D., Barbieri, M., "Planetary formation in the Gamma Cephei system", 2004, accepted in Astronomy & Astrophysics Contact Philippe Thébault (Observatoire de Paris, LESIA)

Dernière modification le 4 mars 2013