Formation et évolution du système solaire - Définition

Évolution ultérieure

Les premières théories de la formation du système solaire supposaient que les planètes s'étaient formées à proximité de l'endroit où elles orbitent actuellement. Néanmoins, ce point de vue a radicalement changé à la fin du XX^e siècle et au début du XXI^e siècle. Actuellement, on pense que le système Solaire était très différent de ce qu'il est aujourd'hui après sa formation initiale : plusieurs objets au moins aussi massifs que Mercure étaient présents dans le système solaire interne, la partie externe du système solaire était beaucoup plus compacte qu'elle ne l'est maintenant, et la ceinture de Kuiper était bien plus proche du Soleil. Au début du XXI^e siècle, il est communément admis au sein de la communauté scientifique que les impacts de météorites se sont produits régulièrement, mais relativement rarement, au cours du développement et de l'évolution du système solaire. La formation de la Lune, tout comme celle du système Pluton-Charon, est le résultat d'une collision d'objets de la ceinture de Kuiper. D'autres lunes proches des astéroïdes et d'autres objets de la ceinture de Kuiper seraient aussi le produit des collisions. De tels entre-chocs continuent de se produire, comme l'illustre la collision de la comète Shoemaker-Levy 9 avec Jupiter en juillet 1994, ou l'événement de la Toungouska le 30 juin 1908.

Illustration de l'évolution tardive du système solaire.

Planètes telluriques

À la fin de l'époque où les planètes se sont formées, le système solaire était peuplé par 50 à 100 lunes, dont certaines avaient une taille comparable à celle de la protoplanète qui allait former Mars. La poursuite de leur croissance n'a été possible que parce que ces organismes sont entrés en collision et ont fusionné les uns avec les autres, pendant encore 100 millions d'années. Ces objets auraient interagi gravitationnellement entre eux, les orbites des uns tirant sur celles des autres jusqu'à ce qu'ils se heurtent, fusionnant et grossissant jusqu'à ce que les quatre planètes telluriques que nous connaissons aujourd'hui aient pris forme. L'une de ces collisions géantes est probablement à l'origine de la formation de la Lune (voir ci-dessous), alors qu'une autre aurait retiré l'enveloppe externe de la jeune Mercure.

Ce modèle ne peut expliquer comment les orbites initiales des protoplanètes telluriques, qui auraient dû être hautement excentriques pour pouvoir entrer en collision, ont produit les orbites quasi-circulaires remarquablement stables que les planètes telluriques ont aujourd'hui. Une hypothèse pour ce « dumping d'excentricité » est que les planètes telluriques se seraient formées dans un disque de gaz qui n'aurait pas encore été expulsé par le Soleil. Avec le temps, la « résistance gravitationnelle » de ce gaz résiduel aurait limité l'énergie des planètes, lissant leurs orbites. Néanmoins, un tel gaz, s'il avait existé, aurait empêché les orbites telluriques de devenir si excentriques dans un premier temps. Une autre hypothèse est que la résistance gravitationnelle ait eu lieu non entre les planètes et les gaz résiduels mais entre les planètes et les petits corps restants. Comme les grands corps se déplaçaient à travers une foule d'objets plus petits, ces derniers, attirés par la gravité des planètes plus grandes, ont formé une région de plus forte densité, un « sillage gravitationnel », dans le parcours des astres les plus gros. Il s'ensuit que la gravité accrue des objets regroupés dans le sillage de la planète ont ralenti les objets les plus grands en les plaçant sur des orbites plus régulières.

Ceinture d'astéroïdes

La bordure extérieure de la région tellurique, entre 2 et 4 UA du Soleil, est appelée la ceinture d'astéroïdes. La ceinture d'astéroïdes initiale contenait suffisamment de matière pour former deux à trois planètes comme la Terre, et un grand nombre de planétésimaux s'y sont formés. Comme pour les planètes telluriques, les planétésimaux de cette région ont plus tard fusionné et formé de 20 à 30 lunes de la taille de la protoplanète martienne. Néanmoins, en raison de la proximité de Jupiter, la formation de cette planète, 3 millions d'années après le Soleil, a fortement influencé l'histoire de la région. Les résonances orbitales avec Jupiter et Saturne sont particulièrement fortes dans la ceinture d'astéroïdes, et les interactions gravitationnelles avec des embryons plus massifs dispersaient nombre de planétésimaux dans ces résonances. La gravité de Jupiter augmenta la vélocité de ces objets avec leurs résonances, les amenant à éclater lors des collisions avec d'autres corps, plutôt qu'à s'agréger.

Alors que Jupiter migrait vers l'intérieur, poursuivant sa formation (voir ci-dessous), les résonances auraient balayé des portions de la ceinture d'astéroïdes, perturbant la dynamique de la région et accroissant la vélocité relative des corps les uns par rapport aux autres. L'action cumulée des résonances et des protoplanètes a soit chassé les planétésimaux à la périphérie de la ceinture d'astéroïdes, soit perturbé leurs inclinaisons et leurs excentricités orbitales. Certains de ces embryons massifs furent aussi éjectés par Jupiter, tandis que les autres ont pu migrer vers le système solaire interne et jouer un rôle dans l'accrétion finale des planètes telluriques. Durant cette période de réduction primaire, les effets des planètes géantes et des protoplanètes ne laissèrent à la ceinture d'astéroïdes qu'une masse totale équivalente à moins de 1 % de celle de la Terre, composée principalement de petits planétésimaux. Cela représentait toujours plus de 10 à 20 fois la masse de la ceinture principale actuelle, qui est d'environ 1/2000 masse terrestre. Une période de réduction secondaire, qui réduisit la ceinture d'astéroïdes jusqu'à sa masse actuelle, est vraisemblablement survenue lorsque Jupiter et Saturne entrèrent dans une résonance orbitale 2:1 temporaire (voir ci-dessous).

Cette période d'impacts géants au cœur du système solaire interne joua probablement un rôle dans l'acquisition de l'eau actuellement présente sur Terre (~6×10²¹ kg) depuis l'ancienne ceinture d'astéroïdes. L'eau est trop volatile pour avoir été présente lors de la formation de la Terre et a dû arriver ultérieurement depuis des régions plus lointaines et plus froides du système solaire. L'eau fut probablement apportée par les protoplanètes et les petits planétésimaux lancés hors de la ceinture d'astéroïdes par Jupiter. Une population de comètes de la ceinture principale découverte en 2006 a été aussi suggérée comme une origine possible de l'eau présente sur Terre. En comparaison, les comètes issues de la ceinture de Kuiper ou de régions plus lointaines encore n'ont apporté que 6 % de l'eau présente sur Terre. L'hypothèse de panspermie propose que la vie ait pu être déposée sur Terre de cette façon, bien que cette idée ne soit pas largement acceptée par la communauté scientifique.

Migration planétaire

Vue d'artiste illustrant la migration orbitale de géantes gazeuses dans une ceinture primordiale de planétésimaux.

Selon l'hypothèse de la nébuleuse, les « géantes de glaces », Uranus et Neptune, sont à la « mauvaise place ». En effet, elles sont situées dans une région où la densité réduite de la nébuleuse et où la longue durée de l'orbite rendent leur formation hautement improbable. On pense donc qu'elles se sont formées sur des orbites proches de celles de Jupiter et Saturne, où davantage de matériaux étaient disponibles. Elles auraient ensuite migré vers l'extérieur du système solaire, sur une période de plusieurs centaines de millions d'années.

La migration des planètes extérieures est aussi nécessaire pour expliquer l'existence et les propriétés des régions les plus extérieures du système solaire. Au-delà de Neptune, le système solaire se prolonge par la ceinture de Kuiper, les objets épars et le nuage de Oort. Ces trois populations clairsemées de petits objets de glace seraient le point d'origine de la plupart des comètes observées. À cette distance du Soleil, l'accrétion était trop lente pour permettre aux planètes de se former avant que la nébuleuse solaire se disperse. Le disque initial perdit donc suffisamment de masse et de densité pour les consolider en planètes. La ceinture de Kuiper se trouve entre 30 et 55 UA du Soleil, alors que plus loin, le disque dispersé s'étend jusqu'à plus de 100 UA. Le nuage de Oort débute à 50 000 UA. À l'origine cependant, la ceinture de Kuiper était bien plus dense, et bien plus proche du Soleil. Ses constituants n'orbitaient pas à plus de 30 UA. Au plus proche du Soleil, ils orbitaient au-delà d'Uranus et de Neptune, qui étaient en rotation bien plus près du Soleil quand elles se sont formées (le plus probablement dans un intervalle de 15 à 20 UA). Neptune était alors plus proche du Soleil qu'Uranus.

Les simulations montrant les planètes extérieures et la ceinture de Kuiper :
a) avant la résonance 2:1 de Jupiter et Saturne ;
b) dispersion des objets de la ceinture de Kuiper dans le système solaire après le glissement orbital de Neptune ;
c) après éjection des corps de la ceinture de Kuiper par Jupiter.

Après la formation du système solaire, les orbites de toutes les géantes gazeuses ont continué à évoluer lentement. Elles étaient alors influencées par leurs interactions avec le grand nombre de planétésimaux restants. Après 500 à 600 millions d'années, il y a environ 4 milliards d'années, Jupiter et Saturne entrèrent en résonance 2:1. Saturne effectuait une révolution autour du Soleil, alors que Jupiter en faisait deux. Cette résonance créait une poussée gravitationnelle qui repoussait les planètes extérieures. Neptune dépassait alors l'orbite d'Uranus et plongeait dans l'ancienne ceinture de Kuiper. La planète dispersait la majorité de ces petits corpuscules de glace vers l'intérieur, tandis qu'elle se déplaçait vers l'extérieur. Ces planétésimaux déroutaient alors à leur tour la planète suivante qu'ils rencontraient d'une manière similaire, déplaçant les orbites des planètes vers l'extérieur alors qu'eux s'approchaient du Soleil. Ce processus continua jusqu'à ce que les planétésimaux interagissent avec Jupiter. L'immense gravité que la plus grosse planète du système solaire exerçait alors sur eux les envoyait sur des orbites hautement elliptiques. Certains furent mêmes éjectés hors de l'influence gravitationnelle solaire. Ceci amena Jupiter à se rapprocher significativement du Soleil. Ces objets dispersés par Jupiter sur des orbites très hautement elliptiques forment le nuage de Oort. Les objets dispersés sur une inclinaison moins importante par la migration de Neptune forment la ceinture de Kuiper et le disque dispersé. Ce scénario explique la faible masse de la ceinture de Kuiper et du disque dispersé. Certains des objets épars, notamment Pluton, devinrent gravitationnellement liés à l'orbite de Neptune, les forçant à des résonances orbitales. Il est aussi possible que les frictions avec le disque des planétésimaux ait à nouveau rendu les orbites d'Uranus et de Neptune circulaires.

En contraste avec les planètes externes, les planètes telluriques, internes, n'auraient pas significativement migré durant l'évolution du système solaires, parce que leurs orbites sont restées stables durant les périodes des impacts géants.

Du grand bombardement tardif à nos jours

Le Meteor Crater en Arizona. Il fut créé il y a 50 000 ans par un impacteur de 50 mètres de diamètre. Il s'agit d'un rude rappel du fait que l'accrétion du système solaire n'est pas terminée.

Les perturbations gravitationnelles issues de la migration des planètes extérieures auraient projeté un grand nombre d'astéroïdes vers le système solaire intérieur, en appauvrissant considérablement la ceinture originale jusqu'à ce qu'elle atteigne la très faible masse qu'on lui connait aujourd'hui. Cet évènement pourrait avoir initié le « grand bombardement tardif » qui a eu lieu il y a à peu près 4 milliards d'années, c'est-à-dire de 500 à 600 millions d'années après la formation du système solaire. Cette période de bombardement massif dura plusieurs centaines de millions d'années et est mise en évidence par les anciens cratères encore visibles sur les astres géologiquement morts du système solaire interne, tels que la Lune et Mercure. Les plus vieilles traces de vie sur Terre datent de 3,8 milliards d'années, quasiment immédiatement après la fin du grand bombardement tardif.

Les impacts seraient des évènements ordinaires (même si actuellement rares) de l'évolution du système solaire. Ils continuent de se produire, comme l'illustrent des collisions telles que celle de la comète Shoemaker-Levy 9 avec Jupiter en 1994, l'impact sur Jupiter de juillet 2009, et le Meteor Crater dans l'Arizona. Le processus d'accrétion est en conséquence incomplet et peut encore constituer une menace pour la vie sur Terre.

L'évolution du système solaire extérieur semble avoir été influencée par des supernovas proches et probablement aussi par la traversée de nuages interstellaires. Les surfaces des corps du système solaire les plus éloignés auraient éprouvé des altérations spatiales issues des vents solaires, des micrométéorites et des composants neutres du milieu interstellaire.

L'évolution de la ceinture d'astéroïdes après le grand bombardement tardif fut principalement gouvernée par les collisions. Les objets de masse importante ont une gravité suffisante pour retenir tout le matériel éjecté par de violentes collisions. Dans la ceinture d'astéroïdes, cela n'est habituellement pas le cas. Il en résulte que nombre de gros corps ont été cassés en morceaux et que, parfois, de nouveaux objets ont été forgés avec ces restes dans des collisions moins violentes. Les lunes autour de certains astéroïdes ne peuvent actuellement être expliquées que par la consolidation de matériaux éjectés depuis l'objet d'origine sans suffisamment d'énergie pour avoir pu entièrement échapper à sa gravité.

Le système solaire, 4,6 milliards d'années après sa formation.