Self-induced dust traps in protoplanetary discs : from the role of ice lines to planetesimal formation
Pièges à poussière auto-induits dans les disques protoplanétaires : du rôle des lignes de gel à la formation des planétésimaux
Résumé
Planet formation relies on dust growth from micrometer sizes through more than 10 orders of magnitude in protoplanetary discs. However, this growth process in hindered by theoretical and experimental barriers. Indeed, on the one hand aerodynamic drag between gas and dust drives the dust radial drift towards the star, which becomes maximum for millimetre to centimetre grains and results in a rapid accretion of the disc onto the star. On the other hand, the relative velocity between grains, which allows them to collide and grow, becomes also the largest for these intermediate sizes, which results in collisions that make the grains fragment rather than grow. Several solutions have been proposed to overcome these barriers, but they often demand particular conditions to operate. Recently, Gonzalez et al. (2017) proposed a solution which combines dust growth, fragmentation and back-reaction onto the gas, i.e. natural elements that can be found in the disc. They called this mechanism ‘self-induced dust trap’. My PhD is mainly focused on this particular mechanism and its relationship with other processes that can take place within the disc. These studies have been mainly conducted by means of 3D hydrodynamical simulations using the Smoothed Particle Hydrodynamics (SPH) formalism. Firstly, I focused on the coupled effects of these so called traps with the presence of condensation fronts in discs, called ‘snowlines’. These can modify the surface properties of the grains, which impact the way they grow or fragment and can lead to local concentrations of dust. I also looked into the possibility of a disc already hosting a planet and studied its impact on dust evolution. This aspect is particularly interesting regarding the ever-growing number of observations of discs and their structures, the origin of which we need to explain. More specifically, I considered the disc around the star HD 169142, which could carry the signature of dust growth around one planet. I finally invested a lot of my time into the development of numerical methods by implementing a model of dust growth and fragmentation into the public SPH code Phantom and coupling this model with the radiative transfer code Mcfost. I have used this SPH code, which is modern and modular, to compare its results with previous publications and confirm their validity. The implementation of this model could be of use to the community in other studies of dust growth and fragmentation in various systems and to produce synthetic observations
La formation des planètes repose sur la croissance des grains micrométriques sur plus d'une dizaine d'ordres de grandeurs dans les disques protoplanétaires. Pourtant, cette croissance est perturbée par des barrières à la fois théoriques et expérimentales. En effet, d'une part la friction aérodynamique entre le gaz et la poussière entraine la dérive radiale de la poussière vers l'étoile, qui devient maximale aux tailles millimétriques à centimétriques et résulte en l'accrétion rapide du disque. D'autre part, la vitesse relative entre les grains, qui leur permet de se rencontrer et de s'agglomérer, devient elle aussi importante pour les grains de tailles intermédiaires, ce qui les fait passer d'un régime de croissance à un régime de fragmentation. Plusieurs solutions ont été proposées pour surpasser ces barrières, mais demandent souvent des conditions particulières pour se produire. Récemment, Gonzalez et al. (2017) ont proposé une solution qui s'appuie sur la croissance, la fragmentation et la rétroaction de la poussière, c'est à dire des éléments naturellement présents dans les disques. Ils ont appelé ce mécanisme ‘piège à poussière auto-induit’. Ma thèse se concentre sur ce mécanisme et le couple à d'autres phénomènes couramment rencontrés dans les disques par le biais de simulations hydrodynamiques 3D avec le formalisme Smoothed Particle Hydrodynamics (SPH). Je me suis dans un premier temps intéressé à l'effet couplé de ces pièges avec la présence de fronts de condensation, appelés ‘lignes de gel’. Ces dernières ont la particularité de modifier les propriétés de surface des grains, ce qui impacte la façon avec laquelle ils se collent et permet de concentrer la poussière à des endroits particuliers du disque. Je me suis également penché sur la possibilité qu'un disque contienne déjà une planète et ai étudié l'impact qu'elle aurait sur l'évolution de la poussière. Cet aspect est particulièrement important étant donné les observations de plus en plus fréquentes de disques et de leurs structures de poussière, dont il faut pouvoir expliquer l'origine. Je me suis notamment penché sur le cas du disque autour de l'étoile HD 169142, qui pourrait porter les traces de la croissance de la poussière autour d'une planète. Je me suis enfin investi dans le développement d'outils numériques en implémentant un modèle de croissance et de fragmentation de la poussière dans le code SPH public Phantom et en couplant ce modèle avec le code de transfert radiatif Mcfost. J'ai utilisé ce code SPH moderne et modulaire pour effectuer des comparaisons avec des résultats connus et confirmer leur validité. L'implémentation de ce modèle pourra servir à la communauté dans le cadre d'autres études de la croissance et de la fragmentation autour de systèmes variés et dans la production d’observations synthétiques
Domaines
Astrophysique [astro-ph]| Origine | Version validée par le jury (STAR) |
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