TIDES

L’exemple le plus connu d’interactions de marées est celui que nous observons sur Terre quotidiennement du fait des actions combinées de la Lune et du Soleil. Ces dernières sont induites par le caractère non-ponctuel des corps célestes qui font que l’attraction gravitationnelle exercée par un compagnon n’est pas la même suivant le point où l’on se situe. Ces forces de marées induisent alors une déformation des solides et l’excitation d’ondes de marées dans les liquides et les gaz telles que celles observées dans les océans. Les corps célestes étant le siège de phénomènes de friction telle que la viscosité, l’énergie des déformations et des ondes de marée est alors dissipée sous forme de chaleur avec des échanges de moment cinétique entre la rotation et les orbites des corps. La Lune s’éloigne ainsi de quelques centimètres de la Terre par an tandis que la rotation terrestre ralentit.

 

Ce phénomène observé dans notre système Terre-Lune est en fait universel à tous les systèmes planétaires où les corps interagissent entre eux depuis les couples planètes-satellites de notre système solaire jusqu’à la multitude de systèmes exoplanétaires découverte depuis 1995. Ainsi, les systèmes des planètes géantes sont le siège d’intenses interactions de marées, par exemple entre Jupiter ou Saturne et leurs lunes, tandis que dans les systèmes d’exoplanètes de courtes périodes l’étoile hôte exerce de fortes forces de marées sur les planètes proches et les irradie. Des ondes de marées se développent alors dans tous les types d’étoiles et de planètes et il est nécessaire d’étudier leur dissipation pour comprendre leur dynamique rotationnelle et l’architecture orbitale des systèmes. Tout ceci impacte le mélange et l’activité magnétique de l’étoile et la durée du jour, l’obliquité et donc le climat, et le magnétisme propre des planètes. Les marées sont dans ce cadre un phénomène crucial pour comprendre l’évolution des systèmes planétaires et leur habitabilité en soutien aux missions d’exploration spatiale en cours telle que Kepler et K2 et à venir avec PLATO et le JWST.

 

Dans ce cadre, les chercheurs du LDEE développent depuis plusieurs années des modélisations physiques réalistes des déformations et des flots de marées dans les étoiles de faible masse, les planètes géantes et les planètes telluriques et ce dans un cadre multi-physiques aux interfaces entre la physique stellaire, la planétologie dynamique et la mécanique céleste. Leur objectif, en combinant les résultats obtenus sur les marées avec ceux concernant les interactions étoile-planète magnétiques, est d’obtenir une vision cohérente de l’évolution dynamique des systèmes planétaires le long de l’évolution de leur étoile hôte.

 

 

                                                                                                                                                                                                         

Flots de surface de marée dans une étoile complètement convective (l’axe de rotation est en rouge, la direction du compagnon en orange, l’intensité du potentiel de marée en couleur) ; Remus, Mathis & Zahn (2012)

 

 

Dissipation de marée dans l’enveloppe convective d’une étoile de type solaire avec une rotation différentielle telle que celle observée dans le Soleil ; Guenel et al. (2016 & 17)

 

 

 

 

Déformation viscoélastique d’un cœur dense d’une planète géante (l’axe de rotation est en rouge, la direction du compagnon en orange) ; Remus, Mathis, Zahn et Lainey (2012)

 

 

 

Marée atmosphérique induite par l’irradiation d’une planète tellurique par une étoile hôte. Ici la fluctuation de pression est représentée en fonction de la latitude (en ordonnées) et de la longitude (en abscisses); Auclair-Desrotour, Laskar & Mathis (2016)

 

 

Voir aussi les pages suivantes : ORBITAL EVOLUTION

 

 

 

Maj : 20/01/2017 (3744)

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