Bienvenue sur la page d'Aurélien Crida,

ex-doctorant à l'Observatoire de la Côte d'Azur (site de Nice).

Je remercie toutes les personnes de l'observatoire pour ces 3 agréables années passées en leur compagnie (remerciements).




Sommaire :

moi Ma description, "fiche naturaliste",
pour me connaître ou me reconnaître.
Grece
Photos de mon voyage en Grèce et à Istanbul, du 3 au 18 janvier 2007.
image La formation du système solaire et
mon sujet de thèse

(expliqués aux non-spécialistes).
Florence Album-photos, avec entre autres :
des photos du transit de Vénus (le 8/6/2004),
de l'Observatoire sous la neige (hiver 2005),
du Mont-Blanc, de Florence, d'Hawai'i, d'Irlande, et des panoramas spectaculaires!
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Une histoire simplifiée de la formation du système Solaire.


Le Système Solaire est la petite portion d'Univers qui se trouve sous l'influence gravitationnelle de l'étoile Soleil. Il comprend, outre le Soleil lui-même, les planètes qui lui tournent autour (dont la Terre), les astéroïdes qui se baladent entre elles, les comètes, la ceinture de Kuiper et le nuage de Oort.

Voici, rien que pour vous, quelques jolies images du système solaire (cliquer dessus pour les agrandir) :
Notre planète Terre :
L'astéroïde Eros :
Jupiter et son satellite Io :
Saturne et ses anneaux :
Terre
Eros
Jupiter
Saturne


Il était une fois, il y a environ 5 millards d'années, un immense nuage de gaz et de poussières. Sous l'effet de sa propre gravité, ce nuage s'est contracté, effondré, créant au centre un noyau très dense, dans lequel la pression et la température sont considérablement élevées, de sorte que les réactions de fusion nucléaire peuvent démarrer : le Soleil s'allume. Tout le nuage ne se contracte pas en un point, mais (par conservation du moment cinétique) une partie forme un disque autour de la jeune étoile.

Nous voilà avec un proto-Soleil entouré d'un disque de gaz et de poussières.
Là-dedans, les poussières sédimentent, s'accrètent, et finissent par former des embryons planétaires. S'il est suffisament massif (quelques masses terrestres), un tel corps peut retenir gravitationnellement le gaz et l'accrèter d'abord lentement, puis de manière exponentielle jusqu'à devenir une planète géante gazeuse de plus de 100 masses terrestres, comme Jupiter. Sinon, il deviendra une planète tellurique, comme la Terre.
A noter qu'il est plus facile de former un gros embryon si on est loin du Soleil, derrière la "ligne de glace" au delà de laquelle l'eau est solide ; en effet, la glace représente alors un ajout important de matériel solide. C'est pour ça que les planètes géantes ont tendance à se former loin de leur étoile.

Après cela, le gaz disparait, accrété, dissipé, ou évaporé ; et c'est fini.

Interactions Planète-Disque :
Il y a donc une phase pendant laquelle les planètes ou les protoplanètes se trouvent baignées dans un disque de gaz. Or planètes et gaz interagissent : un objet massif perturbe le disque de gaz et crée une onde spirale de densité, qui en retour agit sur la planète ! Sans trop entrer dans les détails, le résultat final est que la planète repousse le gaz, mais repousse plus fortement la partie externe à son orbite que la partie interne. Résultat : elle est par réaction poussée vers l'intérieur, vers le Soleil. C'est la migration planétaire.
Ce phénomène est capital dans la formation des planètes : en effet, il explique la présence des "Jupiter chauds" : ce sont les planètes extra-solaires (qui tournent autour d'autres étoiles) que l'on a trouvées être des géantes comme Jupiter, mais plus proches de leur étoile que Mercure du Soleil ! Elles n'ont pas pu se former là, car il n'y avait pas assez de matière dans le disque (en particulier, pas de glace). Elles sont nécessairement nées plus loin, puis ont migré. Aujourd'hui, le gaz a disparu, la migration s'est arrêtée, et on les observe.
simulation numérique
Tout cela est bel et beau, mais notre Jupiter à  nous n'a pas migré : il est toujours loin du Soleil. Et il n'a pas pu beaucoup changer d'orbite depuis sa naissance, sans quoi il aurait détruit la ceinture d'astéroïdes, perturbé Saturne, bref, tout fichu en l'air.
Alors pourquoi n'a-t-on pas (ou peu) connu de migration planétaire dans le système solaire ? That is the question, et c'est mon sujet de thèse.


    Mon directeur de thèse est Alessandro Morbidelli, directeur de recherches à l'Observatoire de la Côte d'Azur, et je collabore beaucoup avec Frédéric Masset du CEA dont j'utilise le programme FARGO pour simuler des disques de gaz avec des planètes ; un grand merci à lui. La collaboration avec Frédéric a aussi donné lieu à un article sur un moyen d'arrêter la migration de type I : le piège à planète (voir mes publications).
    En 2004, je me suis consacré surtout à la théorie générale de la migration planétaire, et à la formation de sillons par les planètes dans les disques de gaz : puisqu'elles repoussent le disque, elles peuvent ouvrir un sillon si elles sont assez massives (voir figure ci-dessus). Cela a plutôt bien marché et débouché sur la publication d'un article dans le journal ICARUS (voir publis).
    Puis nous avons attaqué le coeur du sujet : la migration planétaire appliquée au Système solaire.
Dans ce cadre, j'ai programmé en 2005 une amélioration du code de Frédéric Masset qui permet de tenir compte de l'évolution globale du disque de gaz, son étalement et sa dissipation en même temps que son accrétion sur le Soleil. La technique employée a aussi donné lieu à un article, à paraître dans A&A. J'ai aussi présenté ce poster au meeting Protostars and Planets V, qui montre un scénario possible pour le système solaire, dont nous avons étudié les étapes à l'aide du nouveau code. Cela a donné lieu à deux nouveaux articles en 2006, l'un soumis, l'autre en bonne voie.

    Enfin, j'ai soutenu ma thèse le vendredi 15 décembre. Pour plus de détails sur mon travail, je recommande la lecture de l'introduction de ma thèse (fichier pdf, 561ko).


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