Depuis la découverte des planètes extrasolaires de masse voisine de celle de Jupiter, il est couramment admis que ces planètes se forment loin de leur étoile, puis migrent vers le centre, sous l'action des couples gravitationnels exercés par le disque gazeux sur la planète. Des ondes de densité spirales sont excitées aux résonances de Lindblad dans le disque, et l'échange de moment cinétique est si efficace, que le temps de migration serait même bien plus court que le temps de formation de la planète.

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    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).

    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).

    Pour essayer de ralentir le temps de migration, deux astronomesastronomes (dont Arnaud Pierens de l'Observatoire de Paris), ont pour la première fois calculé analytiquement les perturbations apportées par la gravité du disque sur le mouvement orbital de la planète, et montré qu'elles accéléraient la migration ! La prise en compte de la gravité du disque sur sa propre dynamique (l'auto-gravité) ralentit la migration, mais pas suffisamment pour la stopper.

    Il y a une dizaine d'années fut découverte la première planète extrasolaireplanète extrasolaire à l'Observatoire de Haute Provence (Mayor et Queloz 1995, Nature 378, 355). Aujourd'hui, plus d'une centaine de planètes sont connues. Bon nombre d'entre elles tournent à une distance très proche de leur étoile parente (0.01 à 1 unité astronomique typiquement). Leurs propriétés orbitales sont tout à fait atypiques comparées à celles des planètes du Système SolaireSystème Solaire. Pour expliquer ces observations, on invoque classiquement la migration planétaire.

    Dans ce scénario, les planètes se sont formées à grande distance, dans les régions les plus froides du disque circumstellaire, et ont ensuite migré vers le centre en interagissant avec lui (voir image ci-dessous). Dans le cadre de la théorie standard, on sait que cette dérive est le résultat d'une légère dissymétrie du champ de gravité généré par les ondes spirales que déclenche la planète perturbatrice. En l'occurrence, la force gravitationnelleforce gravitationnelle exercée par le disque "externe" domine celle du disque interne, d'où une perte de moment cinétiquemoment cinétique pour la planète. Mais cette migration se fait à un rythme effréné, et beaucoup se demandent comment l'inhiber, du moins la ralentir notablement. Tous les moyens sont bons : champ magnétiquechamp magnétique, effets tri-dimensionnels, échange de moment angulaire à la corotation (où la planète tourne à la même vitessevitesse que le gazgaz du disque), effet de l'eccentricité, interaction entre plusieurs planètes, etc.

    Pour comprendre la migration planétaire, les simulations numériquessimulations numériques sont un atout considérable. Bien que la puissance manque encore à nos ordinateursordinateurs, elles confirment que les planètes ont bien tendance à dériver vers l'étoile centrale, en quelques centaines de milliers d'années. Parmi celles-ci, les récentes simulations de Nelson & Benz ont pointé du doigt l'effet de la massemasse du disque. Toutefois, en raison d'une résolutionrésolution 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...

    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 résonancesrésonances 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...

    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.