La formation du Système Solaire est une discipline de l'astrophysique en pleine évolution. Depuis les travaux fondateurs de l'école soviétique les années 60-70, le nombre d'articles publié tous les ans sur le sujet ne cesse d'augmenter, comme soumis à une sorte " d'effet Boule de Neige ", bien connu des gens de cette profession. En dépit de cette intense activité théorique, les observations demeurent rares. Notre Système Solaire nous donne une image de l'état final d'évolution d'un disque protoplanétaire, et l'observation de ses " fossiles " (astéroïdes, surfaces planétaires, comètes ) nous renseigne sur les différentes étapes qui ont mené le Système Solaire à sa forme actuelle. A la différence de la physique stellaire ou de la physique des galaxies, nous ne disposons que d'un échantillon très restreint d'observations. Ainsi, il est difficile d'estimer quelles sont les caractéristiques générales et les caractéristiques particulières de ces disques, ce qui représente un obstacle pour tester les scénarios de formation.
Au début des années 80, les disques protoplanétaires étaient encore de purs objets théoriques, et déjà les premières simulations numériques de formation des planètes apparaissaient (Greenberg et al. 1978). Depuis, l'outil informatique a été utilisé de manière intensive, accompagné par le développement de tout un formalisme analytique (Wetherill et al. 1989,1992, 1993 ; Barge et Pelat 1990, 1991 ; Ida et al. 1988,1989, pour ne citer qu'eux). Cette période où la théorie avançait " à l'aveugle ", sans support observationnel, commence à prendre fin grâce aux avancées technologiques dans le domaine des observations (HST, vélocimétrie de précision, caméras CCD). La découverte en 1984 du disque Béta-Pictoris (Smith et Terrile 1984) a renforcée l'idée selon laquelle les disques protoplanétaires existent réellement. Les choses s'accélèrent avec les découvertes de plus en plus fréquentes de planètes extra-solaires. Les propriétés physiques de ces dernières ne sont pas expliquées par le scénario " standard " de formation des planètes.
A l'heure actuelle nous avons besoin de deux modèles de formation des planètes : l'un pour notre Système Solaire, l'autre pour les planètes extra-solaires. Cependant, les scientifiques semblent s'accorder sur un certain nombre de grands " épisodes " qui ont jalonné l'histoire de la formation des planètes, mais aucune de ces étapes n'est totalement comprise pour le moment. Le disque protoplanétaire est composé d'une phase de gaz et d'une phase de grains de silicates qui évoluent de manière couplée. Le gaz initialement présent se dissipera complètement à terme (seule une faible fraction sera conservée dans l'atmosphère des planètes géantes) alors que les grains de silicates donneront naissance aux planètes.
Un tel système se prête difficilement à la modélisation. La principale difficulté vient non seulement de la nature intrinsèque du milieu (faible densité, grand libre parcours moyen), mais surtout de la multiplicité des mécanismes en jeu (importance des perturbations à courte comme à grande distance, fragmentation des roches, accrétion, distribution de tailles, interactions gaz/planétésimaux). Il faut noter en outre, qu'un disque protoplanétaire ne peut être décrit sur toute son évolution avec un même modèle. Aux temps les plus reculés, le système est quasiment " continu ", dominé par le gaz et les poussières. La description la plus adaptée est celle de l'hydrodynamique ou de la physique des plasmas. Cependant, et au fur et à mesure que les matériaux se condensent en corps de plus en plus massifs, le système se " discrétise ", rendant les descriptions continues de plus en plus inadaptées. L'époque intermédiaire des planétésimaux est très étudiée avec des codes de type " Monte-Carlo " qui ont un niveau de discrétisation plus élevé que les simulations hydrodynamiques. Enfin, les dernières étapes de la formation des planètes sont étudiées typiquement avec des simulations du type N-Corps. Dans le cadre de ce travail nous nous sommes intéressés à l'époque dite des " planétésimaux " qui correspond à l'accrétion de corps kilométriques pour former des embryons de planètes, allant de la taille de la Lune à celle de Mars.
Nous avons étudié à l'aide d'un modèle mécanique simple, l'évolution d'un disque de planétésimaux au voisinage d'une planète géante en formation. Afin d'introduire le sujet, ainsi que les questions associées, nous décrirons dans la première partie de ce chapitre les grandes lignes de la théorie actuelle de la formation des planètes.
