Formation et évolution du système solaire - Définition

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Formation

Nébuleuse pré-solaire

Illustration des étapes clefs préalable à la formation du système solaire.

Selon l'hypothèse de la nébuleuse présolaire, le système solaire s'est formé à la suite de l'effondrement gravitationnel d'un fragment d'un nuage moléculaire de plusieurs années-lumière de diamètre. Il y a encore quelques décennies, il était communément admis que le Soleil s'était formé dans un environnement relativement isolé, mais l'étude d'anciennes météorites révéla des traces d'isotopes à demi-vie réduite, tel que le fer 60, qui ne se forme que lors de l'explosion d'étoiles massives à courte durée de vie. Cela révèle qu'une ou plusieurs supernovas se sont produites dans le voisinage du Soleil alors qu'il se formait. Une onde de choc résultant d'une supernova pourrait avoir déclenché la formation du Soleil en créant des régions plus denses au sein du nuage, au point d'initier son effondrement. Parce que seules les étoiles massives à courte durée de vie forment des supernovas, le Soleil serait apparu dans une large région de production d'étoiles massives, sans doute comparable à la nébuleuse d'Orion. L'étude de la structure de la ceinture de Kuiper et des matériaux inattendus qui s'y trouvent, suggère que le Soleil s'est formé parmi un ensemble d'étoiles regroupées dans un diamètre de 6,5 à 19,5 années-lumières et représentant une masse collective équivalente à 3 000 fois celle du Soleil. Différentes simulations d'un Soleil jeune, interagissant avec des étoiles passant à proximité durant les 100 premiers millions d'années de sa vie, produisent des orbites anormales. De telles orbites sont observées dans le système solaire externe, notamment celles des objets épars.

Disques protoplanétaires de la nébuleuse d'Orion, une « pouponnière d'étoiles » d'une année-lumière de diamètre, très similaire à la nébuleuse primordiale où le Soleil s'est formé. Image issue du téléscope spatial Hubble.

L'une de ces régions de gaz en effondrement, la « nébuleuse pré-solaire », aurait formé ce qui allait devenir le système solaire. Cette région avait un diamètre compris entre 7 000 et 20 000 unités astronomiques (UA) et une masse juste supérieure à celle du Soleil. Sa composition était sensiblement la même que celle du Soleil actuel. Elle comprenait de l'hydrogène, accompagné d'hélium et de traces de lithium produits par la nucléosynthèse primordiale, formant environ 98 % de sa masse. Les 2 % de la masse restante représentent les éléments plus lourds qui furent créés par nucléosynthèse dans des générations plus anciennes d'étoiles. À la fin de leur vie, ces anciennes étoiles avaient expulsé les éléments plus lourds dans le milieu interstellaire, et dans la nébuleuse solaire.

À cause de la conservation du moment angulaire, la nébuleuse tournait plus vite à mesure qu'elle s'effondrait. Comme les matériaux au sein de la nébuleuse se condensaient, la fréquence des collisions des atomes qui les composaient augmentait, convertissant leur énergie cinétique en chaleur. Le centre, où la plus grande partie de la masse était collectée, devint de plus en plus chaud, et bien plus chaud que le disque l'entourant. Sur une période de 100 000 ans, les forces concurrentes de gravité, de pression des gaz, de champs magnétiques, et de rotation causèrent la contraction et l'aplatissement de la nébuleuse en un disque protoplanétaire tournant avec un diamètre d'environ 200 UA et formant en son centre une proto-étoile chaude et dense (une étoile au sein de laquelle la fusion d'hydrogène n'a pas encore débuté).

À ce point de son évolution, le Soleil était vraisemblablement une étoile variable de type T Tauri. Les études des étoiles T Tauri montrent qu'elles sont souvent accompagnées par des disques de matière pré-planétaire avec des masses de 0,001 à 0,1 masse solaire. Ces disques s'étendent sur plusieurs centaines d'UA — le télescope spatial Hubble a observé des disques protoplanétaires allant jusqu'à 1 000 UA de diamètre dans des régions de formation d'étoiles telle que la nébuleuse d'Orion— et sont plutôt froids, atteignant au plus seulement un millier de kelvins. Après 50 millions d'années, la température et la pression au cœur du Soleil deviennent si élevées que son hydrogène commence à fusionner, créant une source d'énergie interne qui s'oppose à la contraction gravitationnelle jusqu'à ce que l'équilibre hydrostatique soit atteint. Ceci marqua l'entrée du Soleil dans la première phase de sa vie, connue sous le nom de séquence principale. Les étoiles de la séquence principale produisent leur énergie de la fusion de l'hydrogène en hélium dans leur cœur. Le Soleil reste une étoile de la séquence principale à ce jour.

Formation des planètes

Illustration des étapes clefs de la transformation du système solaire durant ses 100 premiers millions d'années d'existence (il y a 4,56 à 4,46 milliards d'années).

On suppose que les différentes planètes se sont formées sur la base de la nébuleuse solaire, un nuage en forme de disque, fait de gaz et de poussière, n'ayant pas directement été englouti dans la formation du Soleil. Le phénomène, actuellement retenu par la communauté scientifique, selon lequel les planètes se sont formées est nommé l'« accrétion ». Selon ce procédé, les planètes naissent des grains de poussière en orbite autour de la proto-étoile centrale. À la suite de contacts directs, ces grains s'agrègent en blocs de 1 à 10 kilomètres de diamètre, qui, à leur tour, entrent en collision les uns avec les autres pour former des corps plus importants d'environ 5 km de large, des planétésimaux. Ces derniers s'accroissent graduellement au fur et à mesure de nouvelles collisions, augmentant au taux de quelques centimètres par année durant les quelques millions d'années suivantes.

Le système solaire interne, la région du système à moins de 4 UA du Soleil, était trop chaude pour que les molécules volatiles tels que l'eau et le méthane se condensent. Aussi, les planétésimaux qui s'y formèrent ne pouvaient être constitués que de composants chimiques ayant un haut niveau de sublimation, tels que les métaux (comme le fer, le nickel et l'aluminium) et des roches de silicates. Ces corps rocheux allaient devenir les planètes telluriques : Mercure, Vénus, la Terre et Mars. Comme ces composés chimiques sont assez rares dans l'univers, correspondant seulement à 0,6 % de la masse de la nébuleuse, les planètes telluriques ne connurent pas une croissance très importante. L'embryon terrestre grossit d'au plus 0,05 masses terrestres et cessa d'accumuler de la matière 100 000 ans après la formation du Soleil. De nouvelles collisions et la fusion de corps de la taille de quasi-planètes permirent alors aux planètes telluriques de grossir jusqu'à leurs tailles actuelles (voir ci-dessous).

Quand les planètes telluriques furent formées, elles restèrent immergées dans un disque de gaz et de poussières. Le gaz était partiellement soutenu par les mécanismes de pression et il n'orbitait donc pas aussi vite que les planètes autour du Soleil. La résistance induite par le milieu a causé un transfert de moment angulaire, et en conséquence les planètes ont progressivement émigré vers de nouvelles orbites. Les modèles mathématiques montrent que les variations de température dans le disque gouvernent cette vitesse de migration, mais les planètes intérieures ont nettement tendance à se rapprocher davantage du Soleil, alors que le disque se dissipe. Cette migration plaça finalement les planètes telluriques sur leurs orbites actuelles.

Vue d'artiste d'une double nébuleuse stellaire.

Les planètes gazeuses géantes, nommément Jupiter, Saturne, Uranus et Neptune, se formèrent plus à l'extérieur, par-delà la ligne de gel (aussi appelée ligne de glace). Cette ligne désigne le point, entre les orbites de Mars et de Jupiter, où la matière est suffisamment froide pour que ses composés de glace volatile restent à l'état solide. Les glaces qui formèrent les géantes gazeuses étaient plus abondantes que les métaux et les silicates qui formaient les planètes telluriques. Ceci permit aux géantes de devenir suffisamment massives pour qu'elles finissent par capturer l'hydrogène et l'hélium, les plus légers mais aussi les plus abondants des éléments de l'univers. Les planétésimaux formés par-delà la ligne de glace accumulèrent jusqu'à plus de quatre masses terrestres sur une période de 3 millions d'années. Aujourd'hui, les quatre géantes gazeuses totalisent quasiment 99 % de toute la masse orbitant autour du Soleil. Les astrophysiciens pensent que ce n'est pas par hasard si Jupiter se trouve juste au-delà de la ligne des glaces. La ligne de glace aurait accumulé de grosses quantités d'eau par évaporation de glace en chute depuis les régions extérieures. Cela aurait créé une région de faible pression qui aurait facilité l'accélération des particules en orbite à la frontière de cette ligne et interrompu leurs mouvements vers le Soleil. En effet, la ligne de glace agit comme une barrière qui causa l'accumulation rapide de matériel à ~5 unités astronomiques du Soleil. Cet excès de matériel s'est fondu en un large embryon d'environ 10 masses terrestres, qui commença alors à grossir rapidement en engloutissant l'hydrogène présent dans le disque alentour. L'embryon atteint alors 150 masses terrestres en seulement 1 000 ans, jusqu'à atteindre sa masse nominale, 318 fois celle de la Terre. La masse significativement plus réduite de Saturne s'expliquerait par le fait qu'elle se serait formée quelques millions d'années après Jupiter, alors qu'il y avait moins de gaz disponible dans son environnement.

T Tauri, à l'instar du Soleil naissant, a un vent stellaire bien plus puissant que celui des vieilles étoiles, plus stables. Uranus et Neptune sont supposées s'être formées après Jupiter et Saturne. Le puissant vent solaire avait alors soufflé au loin l'essentiel du matériel du disque. En conséquence, les planètes n'ont eu l'opportunité d'accumuler qu'une petite quantité d'hydrogène et d'hélium — pas plus d'une masse terrestre chacune. Uranus et Neptune sont parfois qualifiées de « failed cores », c'est-à-dire de « noyaux ratés ». Le problème central que rencontrent les différentes théories de la formation du système solaire est associé à l'échelle de temps nécessaire à leur formation. Là où sont situées les planètes, il leur aurait fallu une centaine de millions d'années pour agréger leurs noyaux. Cela signifie qu'Uranus et Neptune se sont probablement formées plus près du Soleil, près de Saturne ou peut-être même entre celle-ci et Jupiter, et qu'elles ont migré, plus tard, vers l'extérieur (voir ci-dessous). Tous les mouvements dans la zone des planétésimaux n'étaient pas nécessairement dirigés vers le Soleil ; les échantillons que la sonde Stardust a rapportés de la comète Wild 2 ont suggéré que les matériaux de la prime formation du système solaire avaient migré depuis les régions les plus chaudes du système solaire vers les régions de la ceinture de Kuiper.

Après trois à dix millions d'années, les vents stellaires du jeune Soleil auraient dissipé tout le gaz et toutes les poussières du disque protoplanétaire, en les « soufflant » dans l'espace interstellaire, mettant ainsi fin à la croissance des planètes.

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