Vue d’artiste de « Ashfall » dans un disque protoplanétaire. Les particules de poussière emportées par l’écoulement bipolaire du centre du disque protoplanétaire s’empilent sur le bord extérieur du disque. Crédit : Université de Kagoshima
La première simulation 3D au monde tenant compte simultanément du mouvement et de la croissance de la poussière dans un disque autour d’une jeune étoile a montré que de grosses poussières provenant de la région centrale peuvent être entraînées puis éjectées par des écoulements de gaz, et finalement retomber sur les régions externes du disque où il peut permettre la formation planétésimale. Ce processus peut être assimilé à une « chute de cendres » volcanique où les cendres transportées par le gaz lors d’une éruption retombent sur la zone autour du volcan. Ces résultats aident à expliquer les structures de poussière observées autour des jeunes protoétoiles.
Les flux de gaz (panneau de gauche) et de poussières (panneau de droite). Les lignes orange et rouge indiquent les chemins de gaz et de poussière (lignes de courant), respectivement, et les flèches blanches indiquent la direction du flux. La région jaune représente le disque protoplanétaire formé dans la simulation. Crédit : Yusuke Tsukamoto
Observations par ALMA (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array) ont révélé des lacunes dans les disques protoplanétaires de gaz et de poussière autour de jeunes étoiles. On pense que les effets gravitationnels des planètes sont l’une des raisons de la formation de ces anneaux. Cependant, certains anneaux sont vus encore plus loin que la position de Neptune dans le système solaire. À ces distances, la poussière, un élément essentiel à la formation des planètes, devrait être rare. De plus, la poussière devrait se déplacer vers la région centrale du disque au fur et à mesure de sa croissance. Alors, comment les planètes peuvent se former dans les régions extérieures a été un mystère.
Vue d’artiste de « Ashfall » dans un disque protoplanétaire. (1) La poussière se développe dans le disque et migre vers le centre du disque protoplanétaire près de la protoétoile. (2) Lorsque la poussière atteint le voisinage de la protoétoile, les particules de poussière sont soulevées verticalement par la sortie de gaz. (3) Les particules de poussière sont séparées de l’écoulement par la force centrifuge. (4) La poussière qui sort de l’écoulement tombe sur le bord extérieur du disque protoplanétaire. Crédit : Université de Kagoshima
Une équipe de recherche dirigée par Yusuke Tsukamoto de l’Université de Kagoshima a utilisé ATERUI II, le supercalculateur le plus puissant au monde dédié aux calculs astronomiques à l’Observatoire astronomique national du Japon, pour effectuer la première simulation 3D au monde du mouvement et de la croissance de la poussière dans un disque protoplanétaire. L’équipe a découvert que les grosses particules de poussière cultivées dans la région centrale peuvent être transportées perpendiculairement au disque par des flux de gaz, appelés sortie bipolaire, sortant du disque. Cette poussière dérive ensuite de l’écoulement et la gravité la ramène vers la partie extérieure du disque. Tsukamoto commente : « Vivant à Kagoshima, à l’ombre du volcan actif Mt. Sakurajima, j’ai naturellement pensé aux chutes de cendres volcaniques lorsque j’ai vu les résultats de la simulation. »
La simulation montre que cette «chute de cendres stellaire» peut enrichir de grosses poussières dans la région externe du disque protoplanétaire et faciliter la formation planétésimale, ce qui peut éventuellement provoquer la formation de planètes.
Supercalculateur NAOJ ATERUI II (Cray XC50). Crédit : NAOJ
Cette recherche a utilisé le supercalculateur NAOJ ATERUI II (Cray XC50) pour les simulations de disques protoplanétaires. ATERUI II est exploité sur le campus NAOJ Mizusawa (Oshu, Iwate) avec une performance de pointe théorique de 3,087 Pflops.
Référence : « « Ashfall » induite par l’écoulement moléculaire dans l’évolution des protoétoiles » par Yusuke Tsukamoto, Masahiro N. Machida et Shu-ichiro Inutsuka, 15 octobre 2021, Lettres de revues astrophysiques.
DOI : 10.3847 / 2041-8213 / ac2b2f
