Sédimentation de grains poreux dans les disques protoplanétaires : influence sur l’épaisseur de la couche de poussière et la formation de planétésimaux

Settling of porous grains in protoplanetary disks : influence on the thickness of the dust layer and on planetesimal formation

• Auteur / Autrice : Stephane Michoulier
• Direction : Jean-François Gonzalez
• Type : Thèse de doctorat
• Discipline(s) : Astrophysique
• Date : Soutenance le 19/10/2023
• Etablissement(s) : Lyon 1
• Ecole(s) doctorale(s) : École doctorale de Physique et Astrophysique de Lyon (Lyon ; 1991-....)
• Partenaire(s) de recherche : Laboratoire : Centre de Recherche Astrophysique de Lyon (1995-....)
• Jury : Président / Présidente : Johan Richard
• Jury : Examinateurs / Examinatrices : Jean-François Gonzalez, Héloïse Meheut, Eric Pantin, Aurélie Guilbert-Lepoutre, Anaëlle Maury
• Jury : Rapporteurs / Rapporteuses : Héloïse Meheut, Eric Pantin

Mots clés

Mots clés contrôlés

Origines

Planètes externes -- Satellites

Planètes -- Origines

Poussière cosmique

Disques protoplanétaires

Mots clés libres

Disques protoplanétaires

Planètes et satellites : formation

Hydrodynamique

Méthodes : numérique

Porosité

Poussière

Protoplanetary discs

Planets and satellites : formation

Hydrodynamics

Methods : numerical

Porosity

Dust

Résumé

Dans le paradigme de la formation planétaire, le processus par lequel les agrégats de poussière sous-micrométrique à millimétriques croissent dans les disques protoplanétaires pour former des planétésimaux demeure encore largement méconnu. La coagulation des grains de poussière se heurte essentiellement à deux obstacles majeurs : la barrière de la dérive radiale et la barrière de la fragmentation, qui empêchent la survie des agrégats et, par conséquent, la formation de planètes. Une solution potentielle pour surmonter ces obstacles est de prendre en compte la porosité des grains, ce qui permet à la poussière de croître plus rapidement et plus longtemps tout en étant moins sensible à la fragmentation que les grains compacts (Garcia 2018). Un modèle d'évolution de la porosité pouvant être utilisé dans des simulations 3D a été initialement développé par Anthony Garcia (Garcia 2018, Garcia & Gonzalez 2020). J'ai implémenté ce modèle dans le code d'hydrodynamique SPH Phantom et y ai ajouté de nouveaux effets, principalement destructifs, tels que la rupture rotationnelle, le rebond, l'érosion et la compaction lors de la fragmentation. J'ai écrit un second code, 1D, Pamdeas qui inclut aussi l'ensemble des processus physiques, offrant ainsi une compréhension plus facile de l'évolution des grains de poussière en fonction des phénomènes choisis. J'ai également implémenté un nouveau schéma implicite SPH pour calculer la friction entre le gaz et la poussière. Au fil de ce manuscrit, je présenterai les nouveaux modèles permettant de prendre en compte un plus large éventail de phénomènes physiques liés à la poussière et à son évolution. Je montrerai les résultats des simulations de disques protoplanétaires avec des grains poreux constitués de silicates ou de glace d'eau, tout en discutant de l'efficacité de leur croissance par rapport à celle des grains compacts, en confirmant les résultats antérieurs. J'insisterai également sur l'impact des différents phénomènes physiques inclus dans ma thèse. Je trouve que la compaction lors de la fragmentation est l'effet le plus significatif, permettant une compaction des grains avec des facteurs de remplissage cohérents par rapport aux récents résultats observationnels, sans limiter de manière excessive la taille des agrégats poreux. En revanche, des phénomènes tels que le rebond ou la rupture par rotation ont beaucoup moins d'effet sur l'évolution des grains de poussière. Ces résultats contribueront à une meilleure compréhension des mécanismes de coagulation de la poussière et ouvriront de nouvelles perspectives dans l'interprétation des observations de la poussière au sein des disques protoplanétaires.

In the planetary formation paradigm, the process by which sub-micron to millimetre dust aggregates grow in protoplanetary discs to form planetesimals is still largely unknown. The coagulation of dust grains faces two main obstacles: the radial drift barrier and the fragmentation barrier, which prevent the aggregates from surviving and thus from forming planets. A potential solution to overcome these barriers is to take grain porosity into account, which allows dust to grow faster and longer, while being less sensitive to fragmentation than compact grains (Garcia 2018). A porosity evolution model that can be used in 3D simulations was originally developed by Anthony Garcia (Garcia 2018, Garcia & Gonzalez 2020). I implemented this model in the hydrodynamics code SPH Phantom and I added new effects, mainly destructive, such as rotational disruption, bouncing, erosion and compaction during fragmentation. I wrote a second 1D code, Pamdeas, which also includes all these physical processes, to understand more easily the dust grain evolution as a function of the chosen phenomena. I also implemented a new implicit SPH scheme to compute the friction between gas and dust. In this manuscript, I will present new models taking into account a wider range of physical phenomena related to dust and its evolution. I will show the results of proto- planetary discs simulations with porous grains of silicates or water ice and discuss the efficiency of their growth compared to compact grains, confirming previous results. I will also highlight the implications of the various physical phenomena included in my thesis. I find that compaction during fragmentation is the most significant effect, allowing grain compaction with filling factors consistent with recent observational results, without excessively limiting the size of porous aggregates. On the other hand, effects such as bouncing or rotational disruption have much less impact on dust grain evolution. These results will contribute to a better understanding of dust coagulation mechanisms and open new perspectives in the interpretation of dust observations in protoplanetary discs.