Planétologie/La formation du système solaire

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Notre système solaire est quelque chose de merveilleux : 8 planètes, un Soleil, des tas d’astéroïdes, des comètes, et plein de gros cailloux qui flottent dans l'espace. Mais comment s'est-il formé ? Comment les planètes sont-elles mises en place autour du Soleil ? D'où viennent les astéroïdes ? Pourquoi les planètes gazeuses sont-elles éloignées du Soleil alors que les planètes solides sont, elles, tout près ? Savoir comment s'est formé le système solaire ressemble à une véritable enquête, que les géologues et astronomes ont menée et mènent toujours. Les divers scénarios de la formation du système solaire sont essentiellement construits et simulés par ordinateur, sur la base d'indices indirects : composition chimique des planètes et des météorites, observations de systèmes planétaires et d'étoiles en formation, etc. Si les spéculations sont nombreuses, il existe des choses qui sont relativement sûres : entre autres, on sait que notre système solaire provient d'une grosse nébuleuse.

La nébuleuse primordiale[modifier | modifier le wikicode]

Massive Young Stars Trigger Stellar Birth

Une nébuleuse est un gros nuage de gaz et de poussières qui « flotte » quelque part dans l'espace. Elle est essentiellement composée d'hydrogène et d'hélium gazeux. Hydrogène et hélium sont souvent ionisés, c'est-à-dire que les atomes ont perdu ou gagné des électrons. À côté des gaz, on trouve aussi de petites particules solides, composées de glace, de silicium ou d'autres éléments chimiques relativement rares. On trouve des nébuleuses dans toutes les galaxies, à divers endroits.

Les nuages moléculaires[modifier | modifier le wikicode]

Toutes les nébuleuses ne donnent pas naissance à des étoiles : certaines sont d'ailleurs les vestiges d'étoiles en fin de vie. Les nébuleuses peuvent se classer en deux grands types :

  • les résidus d'étoiles mortes, comme les résidus de supernovas, les vestiges de géantes rouges (nébuleuses planétaires), ou les bulles de Wolf-Rayet ;
  • les régions HI et HII, composées d'hydrogène (ionisé ou non) ;
  • et les nébuleuses qui donnent naissance à des étoiles ou des planètes, les nuages moléculaires.

Ce sont les nuages moléculaires qui vont nous intéresser. Ces nuages moléculaires sont tous composés en majorité d’hydrogène, qui se condense en molécules de dihydrogène (formule chimique H2). Généralement, ces nuages sont des nuages moléculaires géants, d'une masse 10 000 fois plus importante que notre Soleil. Mais il existe quelques nuages moléculaires qui ont une masse d'à peine 10 à 100 fois celle du Soleil : ce sont les globules de Bok. Les deux peuvent former des étoiles. Pour que l’hydrogène se condense en dihydrogène et forme donc un nuage moléculaire, il faut qu'il respecte quelques conditions. Premièrement, il faut que le gaz soit assez froid : s'il fait trop chaud, les molécules de dihydrogène sont cassées par l'agitation thermique. Et à ce petit jeu, la température d'un nuage moléculaire est extrêmement froide : à peine 10 degrés de plus que le zéro absolu (-273,15°C) ! Ensuite, il faut que le nuage soit assez dense : les molécules d'hydrogène doivent se croiser de suffisamment près pour fusionner en dihydrogène, ce qui n'est pas possible dans des nuages trop diffus. D'ailleurs, il arrive que certains nuages moléculaires soient denses au point d'être opaques : la lumière des étoiles ne passe pas au travers et ceux-ci forment de véritables taches noires quand on braque un télescope sur elles.

L'effondrement du nuage[modifier | modifier le wikicode]

Pour donner naissance à une étoile et des planètes, un nuage moléculaire doit s'effondrer sur lui-même à cause de la gravité. Les particules de gaz et de poussières vont alors se rapprocher les unes des autres pour forme une grosse boule de gaz : une future étoile. Le reste du nuage formera planètes et astéroïdes. Mais tous les nuages moléculaires ne s'effondrent pas : leur pression interne contrecarre leur gravité et les empêche de s'effondrer. On peut faire une analogie avec un ballon rempli de gaz : le gaz a tendance à vouloir s’étendre et à pousser sur les parois de son contenant, tout comme le gaz d'une nébuleuse a tendance à vouloir s'étendre et à repousser le milieu qui l'entoure. Cette pression a diverses origines, qui vont de l'agitation thermique des molécules du gaz à son champ magnétique en passant par leur rotation.

Cette pression doit être contrecarrée d'une manière ou d'une autre pour que le nuage s'effondre. Dans certains cas, il s'effondre quand il a atteint une masse suffisante pour contrecarrer les effets de la température, du champ magnétique et de la rotation du nuage. Cette masse critique s'appelle la masse de Jeans, et on peut la calculer à partir des caractéristiques du nuage moléculaire. Et ce mécanisme fonctionne non seulement pour le nuage complet, mais aussi sur des zones de surdensité dans le nuage. Quand elles atteignent la masse de Jeans qui leur correspond, elles se contractent sous l'effet de la gravité. Pour qu'un nuage ou une zone de surdensité dépasse la masse de Jeans, le meilleur moyen est de le compresser. Des collisions entre galaxies ou entre nuages voisins sont souvent une cause de compression des nuages moléculaires, de même que le passage dans un bras spiral. Dans le cas de notre Soleil, on pense que la cause de la compression du nuage est l'explosion d'une supernova à proximité d'un nuage moléculaire. L'onde de choc de la supernova a compressé une partie du nuage, causant des surdensités qui ont donné naissance à notre système solaire.

Masse de Jeans[modifier | modifier le wikicode]

Dans ce qui va suivre, nous allons montrer comment calculer la masse de Jeans. Pour commencer, nous négligeons l'effet de la rotation du nuage ou des champs magnétiques. Nous allons nous concentrer sur l'auto-gravitation du nuage et sur sa température. Dans ces conditions, le nuage possède une énergie potentielle liée à la gravité et une énergie cinétique interne, liée à sa température. L'énergie potentielle du nuage et son énergie cinétique valent :

et

L'énergie totale du système est donc, en négligeant les coefficients de proportionnalité :

La masse de Jeans correspond à la masse où cette énergie est nulle. Si l'énergie totale est négative, cela signifie que l'énergie potentielle de gravitation est plus importante que l'énergie cinétique thermique. Le nuage se contracte donc. On a alors :

Quelques simplifications algébriques donnent :

L'effondrement de la nébuleuse primordiale[modifier | modifier le wikicode]

Une étoile se forme quand une nébuleuse s'effondre sur elle-même. Cet effondrement n'est pas vraiment une implosion : il s'agit plus d'une fragmentation de la nébuleuse en plusieurs gros nuages de gaz plus denses. Ces nuages de gaz vont ensuite se diviser eux-mêmes en nuages plus petits sous l'effet de la gravité, et ainsi de suite. D'un gros nuage de gaz de 100 à 100 000 fois la masse du Soleil, on se retrouve avec de petits nuages de gaz qui donneront chacun une étoile avec un cortège de planètes. Toutes ces étoiles resteront groupées et formeront un amas ouvert. Par la suite, les étoiles de l'amas ouvert s'éloigneront et se disperseront progressivement. En effet, les étoiles ne tournent pas à la même vitesse autour du centre de la galaxie et cette différence aura tendance à éloigner les unes des autres les étoiles de l'amas. La gravité lutte contre cette dispersion, mais elle ne remporte la bataille que sur de faibles distances. Ainsi, des groupes de deux ou trois étoiles liées par la gravité se formeront : on parle respectivement d'étoiles binaires et triaires.

L'évolution thermique du nuage moléculaire[modifier | modifier le wikicode]

La contraction du nuage de gaz a aussi une autre conséquence : le nuage va chauffer. Quand on comprime un gaz, sa température augmente. C'est un phénomène physique assez classique, qu'on illustre souvent par analogie avec une pompe à vélo. Si vous bouchez l'ouverture d'une pompe à vélo et pompez quand même, vous verrez que l'embout de la pompe chauffera. Cette augmentation de température a surtout lieu au centre du nuage de gaz, là où se trouvera le futur Soleil ou la future étoile. Cette augmentation de température va produire de la lumière. Au commencement, la lumière engendrée par l'échauffement du nuage pourra s'échapper du nuage assez facilement : le nuage n'est pas assez dense pour devenir opaque. L'évolution du nuage est alors isothermique, ce qui veut dire que sa température reste globalement constante. Comportement vient du fait que la chaleur produite par la contraction du nuage s'échappe sous forme de rayonnement. Ce n'est que par la suite que le nuage devient de plus en plus dense avec la contraction, au point de devenir opaque : la lumière ne pourra pas s'en échapper. La chaleur produite par la contraction ne peut donc plus s'échapper sous la forme de lumière. Le comportement du nuage est alors dit adiabatique, à savoir qu'il n'échange plus de chaleur avec son environnement. La chaleur générée par la contraction ne fait pas immédiatement monter la température du nuage moléculaire, mais va avant tout ioniser les molécules H2 du nuage moléculaire. Ce n'est qu'une fois ces molécules ionisées que le nuage verra sa température augmenter du fait de la contraction.

La formation d'une protoétoile[modifier | modifier le wikicode]

Si la masse du nuage n'est pas suffisante, la température au centre de l'étoile ne permettra pas aux noyaux d'hydrogène de fusionner pour donner de l'hélium. Au tout début, il y aura bien fusion de noyaux de deutérium, mais ces réactions prendront rapidement fin. A terme, aucune réaction de fusion nucléaire ne s'enclenchera dans le nuage. Il se formera alors une naine brune, un amas de gaz sans réactions nucléaires, très peu lumineux, qui se refroidit rapidement. Cela arrive quand la masse de la proto-étoile est inférieure à 8% de la masse du Soleil. Mais si la masse est suffisante, la température au centre de la protoétoile atteindra une valeur telle que des réactions de fusion nucléaire s'enclencheront au centre du nuage : une étoile va naître.

Formation d'une étoile par contraction d'un embryon de nuage moléculaire.

A ce moment-là, le vent solaire (un flux de particule émis par l'étoile) se met en place et souffle le gaz proche de l'étoile. Le gaz se raréfiant près de l'étoile, il redevient transparent à la lumière de la protoétoile, qui devient alors visible. La lumière va alors ioniser les restes du nuage moléculaire, dont les molécules se cassent en ions H+ : le nuage moléculaire devient alors un nuage H2. Au même moment, l'étoile émet des jets de gaz à ses pôles. Ces jets sont dus à l'augmentation de la vitesse de rotation des gaz de l'étoile lors de la contraction, couplé à l'échauffement de l'étoile. Le tout forme un objet de Herbig-Haro.

Image de Stanlekub, adaptée d'une image de Gmaxwell, GFDL 1.2, wikicommons

Le disque protoplanétaire[modifier | modifier le wikicode]

Vision d'artiste d'un disque protoplanétaire

Le nuage de gaz qui donnera naissance au Soleil tournait sur lui-même avant de s'effondrer. Et cela a une conséquence assez imprévue : sa vitesse de rotation va augmenter lors de l'effondrement (à cause de ce que l'on appelle la conservation du moment cinétique). L'augmentation de la vitesse de rotation va alors aplatir le nuage, qui prend alors la forme d'un disque de poussières et de gaz : un disque protoplanétaire s'est formé. De plus, la proto-étoile est aussi en rotation, et sa vitesse peut être suffisante pour éjecter de la matière au niveau de son équateur. Ce phénomène participe à la formation du disque protoplanétaire.

Avec l'arrêt de la contraction du nuage, le disque va se refroidir peu à peu et ses gaz vont se condenser : une partie va se solidifier, tandis que le reste restera du gaz. Suivant leur point de fusion et de vaporisation, tous les éléments chimiques ne réagiront pas de la même manière au refroidissement du disque. En effet, la température ne sera pas uniforme dans tout le disque protoplanétaire : les zones proches du Soleil sont plus chaudes, l'extérieur du disque étant plus froid. Cela tient au fait que la densité du nuage est bien plus forte au centre, à cause de la gravité, mais aussi pour une autre part au rayonnement solaire qui chauffe le disque. Les éléments chimiques dits réfractaires forment des liaisons chimiques à haute température et ont un point de fusion très élevé. Ces éléments réfractaires vont se condenser de préférence dans les zones proches du Soleil. On en trouve des traces dans des minéraux riches en calcium et aluminium, qu'on trouve dans des météorites formées en même temps que le système solaire. Les éléments à faible point de fusion ne pourront pas se solidifier près du Soleil à cause de la chaleur : ils seront relégués loin du Soleil. Pour résumer, le silicium, le fer, le magnésium et l’oxygène vont rester proches du Soleil et donner des planètes solides. Le méthane, l’ammoniac, l'hydrogène, l'hélium vont s'éloigner du Soleil et donneront des planètes gazeuses. Il se trouve que les matériaux réfractaires sont essentiellement des matériaux très denses, alors que les autres matériaux sont peu denses. On en déduit que les gaz et autres matériaux peu denses seront relégués à la frontière du disque à cause de la température. Les éléments denses, plus lourds, ne seront pas chassés par les hautes températures et la pression et resteront près du Soleil. Cela explique l'évolution de la densité des corps du système solaire en fonction de la distance au Soleil.

Densité globale du système solaire en fonction de la distance.

La condensation du disque[modifier | modifier le wikicode]

Avec le refroidissement, une partie du disque va se condenser en petits grains de roche et de glace de quelques millimètres. Le disque ressemble alors à un véritable billard de grains de poussière qui tournent plus ou moins dans le même sens. L'ensemble ressemble un peu aux anneaux de Saturne, mais en bien plus grand et surtout avec bien plus de désordre. Ces grains vont entrer régulièrement en collision, certains arrivant à se coller les uns aux autres. Ces collisions entre grains peuvent avoir plusieurs résultats, allant d'une fragmentation des grains à leur collage. Les collisions énergétiques vont casser les grains et former des grains plus petits mais plus nombreux. Des collisions moins énergétiques n'auront pas la puissance nécessaire pour fragmenter les grains, qui vont rebondir l'un sur l'autre. Seules les collisions les moins énergétiques vont permettre aux grains de se coller et de former un agrégat. Les grains de ces agrégats sont faiblement retenus vu que la gravité est trop faible pour les coller ensemble. Ce collage des grains fait intervenir non pas la gravité, mais des forces électromagnétiques appelées forces de Van der Waals.

Les zones de formation privilégiée des agrégats sont évidemment celles où les particules sont les plus proches les unes des autres, à savoir les zones les plus denses. C'est à proximité du Soleil que la densité sera maximale (près du centre de l'ancienne nébuleuse), favorisant la formation de grains solides. Ceux-ci donneront des météorites de petits taille, fortement silicatées, nommées chondrites. A l'extrémité du disque, ce sera surtout l'eau et non les silicates qui se condenseront pour donner des grains solides. L'hydrogène et l'hélium resteront sous forme gazeuse. Pas étonnant que les planètes telluriques se soient formées près du Soleil alors que les planètes gazeuses (riches en gaz et en eau) soient situées dans le système solaire extérieur.

Le collage des grains sera accentué par divers processus physiques. On peut en rendre compte par un simple effondrement de Jeans : des zones de surdensité du disque vont s'effondrer sur elles-mêmes en dépassant leur rayon/masse de Jeans. Le disque se condense, se subdivise alors en grumeaux de petite taille qui s'effondrent sur eux-mêmes. Cet effondrement rapproche les grains qui composent les grumeaux et favorise leur collage. Ce mécanisme est cependant peu probable et très instable. Il est probable que la turbulence interne au disque aie favorisé la formation des agrégats. Le disque proto-planétaire est en effet un milieu fluide turbulent, à savoir parcouru de nombreux tourbillons et d'autres instabilités de courant. Cette turbulence a favorisé le rapprochement des grains et donc leur collage (dans les tourbillons, notamment). Quoi qu’il en soit, le collage des grains finira par former des agrégats de plus en plus gros, jusqu’à donner de petits astéroïdes de moins d'un kilomètre de diamètre : les planétésimaux.

Par la suite, ces planétésimaux vont se rapprocher par gravité pour devenir de plus en plus gros. Les gros corps vont alors avoir un net avantage : leur masse supérieure fait qu'ils attireront les corps avoisinants par gravité. Les gros astéroïdes vont donc grossir de plus en plus vite, comparé aux planétésimaux plus petits, à force de collisions. Ce phénomène, inexistant lors du collage des grains et spécifique à l’accrétion des planétésimaux, est appelé l'effet boule de neige. Cette phase va durer 10 000 à 100 000 ans. Le résultat sera des embryons de planètes de plusieurs milliers de kilomètres de diamètre. Leur gravité imposante fait que les embryons de planète vont littéralement aspirer tous les petits corps qui passent à proximité d'eux et grossir de plus en plus vite.

La formation des planètes[modifier | modifier le wikicode]

Earth Differentiation

Évidemment, les embryons de planètes vont s'attirer les uns les autres et les collisions entre embryons de planètes seront fréquentes. Ces collisions permettent aux embryons de fusionner entre eux, pour former de vraies planètes. Les collisions vont cependant avoir une spécificité comparé aux collisions entre grains et planétésimaux : elles vont libérer beaucoup d'énergie calorifique. A force de subir des impacts, les embryons de planètes vont chauffer de plus en plus, jusqu’à fondre entièrement. Les embryons de planètes, non content de grossir, vont aussi devenir de véritables boules de magma ou d'eau en fusion. Du moins, ce sera le cas pour les embryons telluriques, silicatés, proches du Soleil. Les embryons plus éloignés, composés d'eau et de silicates, n'atteindront pas tous la chaleur nécessaire pour fondre : seuls quelques gros satellites comme Titan, Ganymède ou Callisto verront leur eau fondre. Vu que ces embryons sont un mélange de silicates et d'eau, il va se développer une stratification : les roches silicatées vont alors couler au fond de l'océan planétaire, alors que l'eau flotte en surface. Les corps plus petits vont rester des blocs d'eau et de silicates mélangés, sans stratification. Une stratification similaire va se produire dans les embryons telluriques, composés de magma fondu : le Fer et les autres métaux vont couler dans l'océan de magma pour former un noyau solide, surmonté par un manteau de roches silicatées.

Évidemment, les impacts vont se raréfier progressivement, une fois que l'embryon de planète aura fait le ménage à ses environs. Les embryons vont progressivement refroidir, une fois que les impacts se feront plus rares. Une croute solide va se former à leur surface, emprisonnant la chaleur à l'intérieur des planètes. Divers processus vont se produire dans la planète, que ce soit une installation de tectonique des plaques, une différentiation, et bien d'autres phénomènes que nous verrons dans le chapitre sur les planètes telluriques. Mais dans tous les cas, la planète va se solidifier progressivement dans sa totalité (ou presque). Les planètes telluriques vont ainsi voir leurs couches silicatées devenir totalement solides, contrairement à l'intuition qui dit qu'il existe un océan de magma sous nos pieds. Même chose pour les planètes océan, qui vont voir leur océan d'eau liquide devenir une solide couche de glaces solides. Quelques couches resteront cependant solides sur certaines planètes : le noyau ferreux terrestre est ainsi partiellement liquide.

Pour les planètes telluriques, ce processus s’arrêtera là. Elles attireront une faible quantité de gaz, qui servira de première atmosphère. Mais leur faible gravité ne sera pas suffisante pour conserver cette atmosphère, qui sera rapidement soufflée par le vent solaire. Pour les planètes géantes, la distance du Soleil diminue l'influence du vent solaire. De plus, leur noyau rocheux est beaucoup plus lourd. Au-delà de 4 à 5 fois la masse de la Terre, le noyau a une gravité suffisante pour conserver cette atmosphère. Cette atmosphère de gaz va alors surmonter le noyau composé de roches et de glace : une planète gazeuse géante est née. Dans le cas de Jupiter et de Saturne, c'est essentiellement l'hydrogène qui va servir d’atmosphère, alors que l’atmosphère d'Uranus et Neptune est composée d’hélium et de méthane. Uranus et Neptune ont aussi une autre particularité : leur noyau rocheux est surmonté par de la glace, composée d'eau, d'ammoniac, et de méthane solidifiés.

Déroulement des évènements[modifier | modifier le wikicode]

Pour résumer tout ce qui vient d'être dit, la formation du système solaire s'est déroulée en plusieurs "étapes". La première démarre avec la contraction d'un nuage moléculaire en rotation lente, qui se contracte sous l'effet de sa propre gravité. En se contractant, la nébuleuse va progressivement s’aplatir pour conserver son moment cinétique. La seconde étape commence avec l’apparition du proto-soleil et des premiers planétésimaux, la nébuleuse ayant acquis sa forme de disque protoplanétaire. La troisième étape commence alors, avec le démarrage des réactions thermonucléaires solaires. La proto-étoile devient un vrai Soleil. Le vent solaire extrême lors de cette étape souffle les gaz du disque protoplanétaire. Celui-ci se raréfie en gaz dans ses zones proches du Soleil, et ne contient plus que des particules solides ou liquide, les gaz étant relégués en périphérie. C'est ainsi que l'on obtient le système solaire actuel : une étoile central, le Soleil, entourée par un disque de particules solides (planètes, astéroïdes, comètes, et ainsi de suite).

Évolution gravitationnelle du système solaire[modifier | modifier le wikicode]

Il ne faut pas croire que les planètes occupent l'orbite sur laquelle elles se sont formées : en réalité, elles se sont formées assez loin de leur orbité actuelle, et ont migré progressivement pour arriver sur leur orbite. Ces migrations proviennent d'interactions gravitationnelles, avec le disque protoplanétaire avec d'autres planètes ou avec l'étoile. Premièrement, les planètes s’attirent entre elles, rendant leurs trajectoires assez chaotiques sur le long terme, et ces interactions vont éjecter certaines planètes hors de leur orbite. De plus, les planètes vont « frotter » contre le disque interplanétaire. Ce frottement est partiellement dû à des ondes de densité que la planète va former lors de son parcours du disque : lors de son passage, la planète va attirer vers elle les astéroïdes situés sur des orbites proches, astéroïdes qui s'écarteront ensuite une fois la planète éloignée. Ces ondes de densité vont attirer la planète, réduisant sa vitesse. À cause de ce phénomène, la planète ralentit et se rapproche donc de l'étoile : on parle de migration de type 1. Pour les grosses planètes, comme Jupiter, ce phénomène ne dure qu'un temps. Rapidement, la planète fait le vide autour d'elle : elle fait un véritable trou circulaire dans le disque, réduisant les possibilités de frottement.

Modèle de Nice[modifier | modifier le wikicode]

Modèle de Nice

Le modèle qui explique au mieux la mise en place des orbites du système solaire à l'heure actuelle est le Grand Tack. Mais celui-ci est assez compliqué, aussi je vais vous parler d'un modèle antérieur, sur lequel se base le Grand Tack : le modèle de Nice. D'après ce modèle, toutes les planètes ont commencé par être éjectées vers l'extérieur à la suite d'interactions avec des planétésimaux. Les planètes géantes ont été le moteur de ce mouvement général. De par leur gravité, elles ont attiré vers elles les planètes telluriques quand elles ont été éjectées vers l'extérieur. Seule Jupiter a été projeté vers l'intérieur. Jupiter et Saturne sont alors entrés dans un phénomène gravitationnel dit de résonance orbitale. Leur orbite s'est alors subitement modifiée, devenant nettement plus courbe. En conséquence, les planètes géantes ont alors été éjectées sur des orbites plus aplaties. Sur ces orbites, Neptune et Saturne ont alors creusé le disque protoplanétaire qui était en place, envoyant presque tous les astéroïdes vers l'intérieur du système solaire. Par la suite, diverses interactions remettent les planètes sur des orbites quasi circulaires.

Grand bombardement tardif[modifier | modifier le wikicode]

Le modèle de Nice permet d'expliquer pourquoi, aux alentours de 600 millions d'années d'existence, le taux de chute d’astéroïdes a fortement augmenté. À cette période, les planètes ont reçu un véritable bombardement d’astéroïdes, qui était nettement plus violent qu'auparavant : ce phénomène a été appelé le grand bombardement tardif. Cela provient du fait que les astéroïdes déplacés par Neptune et Uranus sont retombés vers l'intérieur, sur les planètes telluriques. Cela explique aussi pourquoi les régions de Neptune et Uranus sont relativement pauvres en astéroïdes et pourquoi les planètes géantes sont riches en satellites.