Figure 1 :

Pour comprendre la migration planétaire, les simulations numériques sont un atout considérable. Bien que la puissance manque encore à nos ordinateurs, elles confirment que les planètes ont bien tendance à dériver vers l’étoile centrale, en quelques centaines de milliers d’années (Nelson et al. 2000, MNRAS 318, 18). Parmi celles-ci, les récentes simulations de Nelson & Benz (2003, ApJ 589, 556) ont pointé du doigt l’effet de la masse du disque. Toutefois, en raison d’une résolution numérique insuffisante, ces simulations ne permettent pas de conclure et la question de l’effet réel de la gravité du disque restait en suspens. La difficulté majeure tient au fait que le calcul de la gravité du disque ralentit considérablement les codes de simulations hydrodynamiques, obligeant les chercheurs à travailler à relativement basse résolution...

Mécanisme de migration de type-I, correspondant à des planètes moins massives que Jupiter, où l’interaction entre disque et planète peut être considérée comme linéaire (contrairement au type-II, où les planètes massives ouvrent un fossé dans le disque). Image © A. Pierens.

Deux chercheurs, Arnaud Pierens (LUTh/Observatoire de Paris-Meudon) et Jean-Marc Huré (Université Bordeaux 1 et Observatoire Astronomique de Bordeaux) viennent de montrer, par une approche analytique, que le disque de gaz devrait finalement accélérer la migration des objets de faible masse (moins d’un dixième de masse jovienne environ ; migration de type-1) vers l’étoile centrale (Pierens & Huré 2005). Cette conclusion s’avère relativement indépendante du profil de densité de surface du disque. L’effet est subtil puisque la gravité du disque joue un double rôle : d’une part, elle fait croître la vitesse angulaire de rotation de la planète par rapport à la rotation keplerienne, et d’autre part, elle modifie la position des résonances de Lindblad (points critiques vis-à-vis de l’amplification des ondes de densité). Restent donc à confirmer ces prédictions par des simulations à très haute résolution, ce qui devrait prendre quelques temps...

Figure 2 :

Ces résultats suggèrent qu’il doit exister un mécanisme efficace capable de contrebalancer la migration planétaire si l’on veut expliquer la présence des planètes extrasolaires à court rayon orbital. Ce mécanisme n’est, à l’heure actuelle, toujours pas connu.

Référence How does disk gravity really influence type-I migration ? Arnaud Pierens (1), Jean-Marc Huré (2) (1) Paris Observatory (LUTH), (2) Bordeaux Observatory Astronomy and Astrophysics Letters, 433, L37 astro-ph/0503238

Contact Arnaud Pierens (Observatoire de Paris, LUTH)

Dernière modification le 22 février 2013

Figure 1 :

Numerical simulations are a useful tool to understand planetary migration. These have confirmed that planets tend to migrate inwards in about a few hundreds of thousand years (Nelson et al. 2000, MNRAS 318, 18). Recently, the remarkable simulations by Nelson & Benz (2003, ApJ 589, 556) have recently pointed out the effect of the disk mass. Because of a lack of numerical resolution, the real effect of the disk gravity can not be clearly identified yet, and is still an unsolved problem. The main problem is that self-gravity is very time consuming, precludind high resolution numerical simulations and reliable conclusions.

Mécanisme de migration de type-I, correspondant à des planètes moins massives que Jupiter, où l’interaction entre disque et planète peut être considérée comme linéaire (contrairement au type-II, où les planètes massives ouvrent un fossé dans le disque). Image © A. Pierens.

Two researchers, Arnaud Pierens (LUTh/Observatoire de Paris-Meudon) and Jean-Marc Huré (Université Bordeaux 1 and Observatoire Astronomique de Bordeaux) have shown by analytical means that, in the end, the gaseous disk should accelerate the migration of low mass planets (planets ten times less massive than Jupiter, corresponding to type-I migration). They also conclude that this result does not really depend upon the surface density profile. The effect of the disk gravity is twofold : on the one hand, the angular velocity of the planet is enhanced ; on the other hand, the position of Lindblad resonances (where the amplitude of the waves is formally infinite) are shifted in comparison with the keplerian case. This analytical prediction should, hopefully, be confirmed by high resolution numerical simulations, which should take some time...

Figure 2 :

In brief, if one wish to explain the presence of planets on tight orbits, a mechanism able to slow down migration must exist. It seems that the the disk mass (even small) is not the good candidate !

Reference How does disk gravity really influence type-I migration ? Arnaud Pierens (1), Jean-Marc Huré (2) (1) Paris Observatory (LUTH), (2) Bordeaux Observatory Astronomy and Astrophysics Letters, 433, L37 astro-ph/0503238

Contact Arnaud Pierens (Observatoire de Paris, LUTH)

Dernière modification le 4 mars 2013