Disque de débris

Disque de débris vu par la tranche autour de AU Microscopii. (Image du Télescope spatial Hubble)

Disque de débris gauchi, vu par la tranche, autour de β Pictoris. (Image du Télescope spatial Hubble)

Photographie par le télescope spatial Hubble de disques de débris autour des étoiles HD 53143 (à gauche) et HD 139664 (à droite).

Un disque de débris est un disque circumstellaire formé de poussière et d'astéroïdes de toutes tailles et ne contenant que peu ou pas de gaz. Autour du Soleil, la ceinture de Kuiper constitue un tel disque. Les premiers disques de débris découverts le furent autour de Véga, Fomalhaut et β Pictoris^[1].

Un disque de débris est typiquement constitué de grains de 1 à 100 μm qui se déplacent en tournoyant vers l'étoile en raison de l'effet Poynting-Robertson. La déplétion a lieu sur un ordre de grandeur de 10 millions d'années, de sorte qu'un mécanisme de remplissement du disque est nécessaire pour expliquer leur longévité : la collision entre petits corps gravitationnellement perturbés par un système planétaire interne est l'hypothèse retenue.

Les disques de débris du système solaire

Le système solaire possède trois disques de ce type : la ceinture de Kuiper, la ceinture d’astéroïdes et le nuage zodiacal. La ceinture de Kuiper s’étend au delà de l’orbite de Neptune, entre 30 et 55 Unités Astronomiques (UA). Elle est principalement composée de petits corps et trois planètes naines y ont été détectées : Pluton, Matemake et Haumea. Sa masse est estimée à 10^-1 Masse terrestre (M⊕). La ceinture d’astéroïdes est située entre l’orbite de Mars et celle de Jupiter à environ 3 UA. Elle est constituée de la majorité des astéroïdes connus. Elle possède une planète naine : Cérès. Sa masse totale est évaluée à 6 × 10⁻⁴ M⊕^[2]. Le nuage zodiacal, responsable de la lumière zodiacale, s’étend jusqu’à environ 3 UA et a une masse d’approximativement 10⁻⁹ M⊕^[3]. La plupart des disques extra-solaires détectés jusqu’à présent ressemblent à la ceinture de Kuiper, mais avec plusieurs magnitudes de poussières en plus. Les instruments actuels ne nous permettent pas de détecter des disques de débris aussi ténus que ceux du système solaire.

Véga, première étoile extra-solaire possédant des corps solides

Le premier disque de débris extra-solaire a été découvert autour de Véga en 1984 par Aumann et al.^[4] (d’où le nom d’étoiles de type Véga pour les étoiles possédant un disque de débris). C’est lors d’observations routinières afin de calibrer le télescope, que l’équipe d’IRAS découvrit que Véga avait une émission dans les longueurs d’ondes infrarouges bien supérieures à l’émission due à la photosphère uniquement. IRAS est un télescope spatial de 0.57 m lancé en 1983, ayant pour mission de réaliser un relevé complet du ciel dans les bandes infrarouges centrées sur 12, 25, 60 et 100 μm. Véga (aussi nommée α Lyrae) est une étoile A0V (voir type spectral) d’environ 10 000 K, c’est une étoile de calibration photométrique de l’hémisphère nord. Elle a été observée comme telle par IRAS, dans un mode de calibration qui était plus précis que dans le cas d’observations faites lors du relevé du ciel.

En extrapolant l’émission d’un corps noir à 10 000 K, Aumann et al. (1984) ont conclu que l’excès observé par rapport à l’émission de la photosphère seule est de 16 à 100 μm. Aucun excès n’avait été détecté jusqu’à des longueurs d’ondes de 20 μm jusqu’alors. Puisque la perte de masse de l’étoile est inférieure à 10⁻¹²M⊙an^-1, ils ont déduit que la source de cet excédent était des poussières en équilibre thermique avec l’étoile. En modélisant cet excès, ils ont conclu que les grains de poussière étaient à 85 UA de l’étoile, qu’ils avaient un rayon de l’ordre du millimètre et qu’ils possédaient une température de 85 K. Ils ont d’abord inféré que cet excès provenait d’un disque protoplanétaire mais une étude plus approfondie des étoiles Véga, Fomalhaut et β Pictoris a résulté en l’excitante découverte que ces objets étaient les premières étoiles de la séquence principale, mis à part notre soleil, qui possèdent des matériaux solides, sans avoir une perte de masse significative.

Il est intéressant de noter qu’environ dix ans avant la première détection de planètes extra-solaires nous avions des preuves indirectes de la présence de corps rocheux autour d’étoiles autre que le soleil.

La formation des disques de débris

Une partie de la lumière de l’étoile est absorbée par les particules de poussière et ré-émise sous forme de radiation infrarouge. Cette émission provoque une chute en spirale des particules vers le Soleil et leur destruction, connue sous le nom d’effet Poynting-Robertson. Lorsque le disque de débris est dense, ce qui est le cas pour la plupart des disques détectés jusqu’à ce jour, les grains de poussières ont une grande probabilité d’entrer en collision les uns avec les autres. Si la trajectoire d’un grain de poussière est trop perturbée, il sera éjecté du disque par la pression de radiation. Ainsi, les disques de débris ont une durée de vie courte, jusqu’à dix millions d’années. Cependant, ils sont présents autour d’étoiles de tout âge, ce qui implique la présence d’un mécanisme continuel de remplissage du disque^[5]. Celui-ci est la collision de planétésimaux et la sublimation de comètes^[6],[7]. Ces processus dynamiques créant ces disques contiennent des informations sur la présence de corps rocheux. La distribution spatiale du disque, sa forme et les caractéristiques des poussières le constituant sont autant d’informations sur les planétésimaux, sur l’évolution du système et sur la possible présence de planètes.

Observer des disques de débris est un outil précieux pour étudier les corps solides autour d’étoiles et pour comprendre la dynamique des systèmes planétaires (voir les excellentes revues de Wyatt (2008)^[8]et de Krivov (2010) ^[9]). Par exemple, s’il y avait une production continue de poussières formant un disque tel qu’observé autour de Véga durant l’intégralité de sa vie, une masse initiale de planétésimaux de plusieurs centaines de fois la masse de Jupiter serait nécessaire. Il est plus probable que la poussière observée autour de Véga provienne d’une collision récente de comètes ou d’astéroïdes de masses moyennes. Le disque de Véga serait donc relativement jeune par rapport à l’étoile et devrait disparaître en l’absence de nouvelles collisions.

Planètes et disques de débris

Il est possible d’utiliser les disques de débris résolus pour inférer la présence de planètes qui perturbent le disque. Des observations de Véga au télescope CHARA, réseau de six télescopes de 1 m de diamètre, au Mont Wilson (États-Unis), ont permis de détecter un anneau intérieur de poussières, à 8 UA. Ces poussières seraient la preuve de perturbations dynamiques existant au sein du système. Ce qui pourrait être dû à un intense bombardement cométaire ou météoritique, comparable au grand bombardement tardif et pourrait donc être la preuve de la présence d’un système planétaire^[10].

Inventaire

En novembre 2008 on dénombrait plus de 900 disques de débris^[11]. Le tableau ci-dessous reprend quelques-uns d'entre eux :

Étoile	Classe spectrale[12]	Distance (al)	Orbite (ua)
Epsilon Eridani[13]	K2V	10,5	35–75
Tau Ceti[14]	G8V	11,9	35–50
Véga[15],[16]	A0V	25	86–200
AU Microscopii[17]	M1Ve	33	50–150
HD 69830[18]	K0V	41	<1
55 Cancri A[19]	G8V	41	27–50
HD 139664[21]	F5IV-V	57	60–109
Eta Corvi[22]	F2V	59	100–150
HD 53143[21]	K1V	60	?
Beta Pictoris[16]	A5V	63	25–550
Zeta Leporis[23]	A2Vann	70	2–8
HD 92945[24]	K1V	72	45–175
HD 107146[25]	G2V	88	130
Fomalhaut[26]	A3V	25	133
HD 98800[27]	inconnu	150	1
HD 12039[28]	G3-5V	137	5
HD 15115[29]	F2V	150	315–550
HR 4796 A[30],[31]	A0V	220	200
HD 141569[32]	B9.5e	320	400
HD 113766 A[33]	F4V	430	0,35–5,8

Liens internes

• Disque d'accrétion
• Disque protoplanétaire
• Ceinture d'astéroïdes
• Ceinture de Kuiper
• Lumière zodiacale

Documentation

1. ↑ Gillett, F. C., « IRAS observations of cool excess around main sequence stars », dans Astrophysics and Space Science Library, vol. 124, 1986, p. 61-69 [texte intégral (page consultée le 2010-10-19)] 
2. ↑ Krasinsky, G. A.; Pitjeva, E.V.; Vasilyev, M. V., « Hidden Mass in the Asteroid Belt », dans Icarus, vol. 158, 2002, p. 98-105 [texte intégral, lien DOI (pages consultées le 2010-10-19)] 
3. ↑ Ipatov, S. I.; Mather J. C., « Migration of small bodies and dust to near-Earth space », dans Advances in Space Research, vol. 37, 2006, p. 126-137 [texte intégral, lien DOI (pages consultées le 2010-10-19)] 
4. ↑ Aumann, H. H. et al., « Discovery of a shell around Alpha Lyrae », dans Astrophysical Journal, vol. 278, 1984, p. L23-L27 [texte intégral, lien DOI (pages consultées le 2010-10-19)] 
5. ↑ (en) D., E. Backman, Protostars and Planets III : Main-sequence stars with circumstellar solid material - The VEGA phenomenon, E. H. Levy & J. I. Lunine, 1993 [présentation en ligne], p. 1253-1304 
6. ↑ (en) D. R. Williams et G. W. Wetherill, « Size distribution of collisionally evolved asteroidal populations - Analytical solution for self-similar collision cascades », dans Icarus, vol. 107, 1994, p. 117 [résumé, texte intégral, lien DOI (pages consultées le juin 2010)] 
7. ↑ (en) Wyatt, M. C.; Dent, W. R. F., « Collisional processes in extrasolar planetesimal discs - dust clumps in Fomalhaut's debris disc », dans Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 334, 2002, p. 589-607 [résumé, texte intégral] 
8. ↑ (en) Wyatt, M. C., « Evolution of Debris Disks », dans Annual Review of Astronomy and Astrophysics, vol. 46, 2008, p. 339-383 [résumé] 
9. ↑ (en) Alexander V. Williams, « Debris disks: seeing dust, thinking of planetesimals and planets », dans Research in Astronomy and Astrophysics, vol. 10, n^o 5, 2010, p. 383-414 [résumé, texte intégral, lien DOI]