Literatura científica selecionada sobre o tema "Planètes externes – Migration"

Un récent changement dans le paradigme de modélisation des disques protoplanétaires privilégie le transport de moment cinétique à travers des vents de disque magnétiquement entraînés plutôt que de l'accrétion turbulente sur l'étoile centrale. Ce modèle maintient des niveaux de viscosité très faibles dans le plan médian du disque, ce qui pourrait avoir de fortes conséquences sur notre compréhension de la formation des systèmes planétaires. Au cours des 30 dernières années, les études sur la migration planétaire se sont principalement concentrées sur les disques très visqueux. Le travail de cette thèse examine comment une faible viscosité influence la migration de multiples planètes géantes. Dans la première partie, nous étudions la migration de paires de géantes gazeuses. Nos résultats montrent un comportement de migration très différent pour Jupiter et Saturne par rapport aux disques à haute viscosité. Précédemment en résonance de mouvement moyen 3:2 et en migration vers l'extérieur, elles sont maintenant dans une résonance 2:1 et migrent vers l'intérieur. L'étude inclut une vaste exploration des paramètres, dont la masse de la planète externe, validant ainsi nos résultats selon lesquels la résonance 2:1 n'est jamais franchie, entraînant probablement une migration vers l'intérieur. Dans la deuxième partie de cette thèse, nous élargissons notre étude initiale en ajoutant Uranus et Neptune au système pour explorer quelles chaînes résonantes peuvent se former à faible viscosité. Construire des chaînes résonantes stables se révèle difficile en raison des sillons plus larges et plus profonds creusés par les planètes dans un disque à la faible viscosité, réduisant ainsi les effets d'amortissement sur les résonances et affaiblissant leur stabilité. Malgré ces défis, nous obtenons cinq chaînes résonantes stables de quatre ou cinq planètes, pour deux différentes épaisseurs de disque. Nous trouvons également que dans un disque mince (donc froid), les quatre géantes inversent leur migration vers l'extérieur. Nous avons ensuite étudié si ces chaînes pourraient servir de conditions initiales au Modèle de Nice -- une instabilité des planètes géantes se produisant après la dispersion du disque de gaz. À travers une étude statistique de simulations N-corps, nous constatons que les chaînes formées dans des disques froids produisent un taux de réussite de ~1% pour reproduire le Système Solaire actuel, tandis que celles formées dans un disque plus épais sont trop stables et incapable de reproduire le Modèle de Nice. Ce taux de réussite est évalué en fonction de quatre critères conçus pour correspondre aux caractéristiques du Système actuel. Un taux de réussite de ~1% est conforme à la littérature sur le modèle Nice et suffit à expliquer notre système unique. Nous concluons que le Système Solaire aurait pu émerger d'un disque à faible viscosité, à condition que le disque ait été froid et que le disque de planétésimaux ait été massif. Cette étude offre la première analyse dynamique cohérente des planètes géantes du Système Solaire, de leur migration au modèle de Nice.Enfin, à ce jour un seul disque protoplanétaire a été observé avec deux protoplanètes à l'intérieur: PDS 70. Les deux géantes de ce système semblent être proches de la résonance 2:1. Il serait intéressant de comparer nos résultats avec ce système.Cependant, les observations des disques protoplanétaires montrent surtout la poussière dans les disques. Par conséquent, pour comparer efficacement nos simulations numériques avec des systèmes observés, il est crucial d'incorporer la poussière dans nos modèles. Dans le but de modéliser le système PDS 70, nous avons commencé l'intégration des poussières dans nos simulations initiales. Ce projet vise à évaluer si un disque de faible viscosité peut reproduire avec précision à la fois l'évolution dynamique des deux planètes de PDS 70 ainsi que la structure de la poussière observée dans le système
A paradigm shift in protoplanetary disc (PPD) modelling has recently occurred, favoring magnetically-driven disc winds in the upper layers over turbulence-driven accretion onto the central star. In this model, the disc's midplane would maintain very low viscosity levels. This shift in paradigm could have significant implications for planetary system formation. Over the past 30 years, the literature on planet-disc interactions has mostly considered highly viscous discs. This thesis investigates how a low-viscosity midplane influences the migration of multiple giant planets.In the first part of this thesis, we examine the migration of pairs of giant planets. Our results show a profoundly different migration behaviour of Jupiter and Saturn compared to that in a high-viscosity disc.Previously locked in a 3:2 mean motion resonance (MMR) and migrating outwards, we find them locked in a 2:1 MMR and migrating inwards. The study covers a wide parameter space, including the mass of the outer planet, which validates the robustness of our result. For any pair featuring an inner planet of Jupiter's mass, the 2:1 MMR is never crossed, resulting most likely in inward migration.In the second part of this thesis, we expand upon our initial study by adding Uranus and Neptune in the system. The aim of this project was to explore what resonant chains of multiple giant planets can form in a low-viscosity disc, and whether these configurations can evolve into forming the Solar System in the post gas disc phase. First, we find that building stable resonant chains of giant planets in a low-viscosity disc is quite challenging. Lower viscosity results in wider and deeper gaps opened by the giant planets, which reduces the disc's damping effect. Consequently, when planets enter a resonance, the resonant angle stays closer to circulation, weakening the chain. Despite these challenges, our exploration of numerous configurations revealed five stable resonant chains of four or five planets for two different disc thicknesses.Additionally, we discovered that in a thin (and thus cold) PPD, the four giant planets reverse their migration direction and move outwards. We then investigated whether these resonant chains could serve as initial conditions for the Nice Model -- a giant planet instability phase occurring after the gas disc dispersal.Through a statistical study of N-Body simulations, we found that chains formed in cold PPDs yield about a 1% success rate in reproducing the current Solar System, whereas those formed in a thicker disc are highly stable and do not replicate the Nice Model. This success rate is assessed against four criteria designed to match features of today's Solar System. A 1% success aligns with the Nice Model literature, and is sufficient to explain our uncommon system. We conclude that the Solar System could have emerged from a low-viscosity disc, provided the disc was cold and the leftover planetesimal disc was massive.This work presents the first fully consistent dynamical study of the giant planets in the Solar System, covering their migration in the protoplanetary disc up to the Nice Model instability.Finally, the only system with multiple protoplanets observed in a protoplanetary disc to date, PDS 70, has two giant planets located near the 2:1 MMR. It is compelling to compare these findings with those from the first part of this thesis. However, observations of protoplanetary discs trace the dust component of the disc. Therefore, to effectively compare numerical simulations with observed systems, it is crucial to incorporate dust into the numerical models. In an effort to replicate the PDS 70 system, we have begun integrating dust into our simulations from our initial work. This project aims to assess whether a low-viscosity disc can accurately reproduce both the dynamical evolution of the two planets in PDS 70 and the observed dust structure in the system