La
formation du système solaire
Tout modèle de la
formation du système solaire doit être en mesure d’expliquer l’état actuel de
celui-ci. Avant de voir comment notre système s’est formé, rappelons donc
quelques-unes de ses caractéristiques.
Le système
solaire contient huit planètes. Celles-ci peuvent être classées en deux groupes
: les planètes telluriques, de dimension et de masse réduites mais de forte
densité (Mercure, Vénus,
la Terre et Mars),
et les géantes gazeuses, de dimension et de masse beaucoup plus grandes mais de
faible densité (Jupiter,Saturne, Uranus et Neptune).
Les orbites des
planètes autour du Soleil sont à peu près toutes contenues dans un même
plan, appelé le plan de l’écliptique. Le système solaire apparaît donc très
aplati de l’extérieur. C’est d’ailleurs pour cette raison qu’un observateur
terrestre les voit toujours se déplacer dans une bande très étroite du ciel
appelée le Zodiaque.
Le moment
angulaire
Une
caractéristique importante car contraignante pour les modèles de formation est
la répartition du moment angulaire. Cette grandeur caractérise la rotation ou
la révolution d’un corps et s’obtient en combinant la masse, la vitesse de
déplacement angulaire et la distance à l’axe de rotation ou de révolution.
La théorie montre
que le moment angulaire d’un système isolé doit être invariable dans le temps.
Le système solaire lors de sa formation avait donc un moment angulaire
identique à celui que nous pouvons encore mesurer à l’heure actuelle. Par
contre, la répartition du moment entre le Soleil et les planètes peut très bien
avoir varié.
De nos jours,
alors que notre étoile contient à elle seule 99 pour cent de la masse totale du
système solaire, elle ne contient que 3 pour cent de son moment angulaire
total. Ceci est un point très important qui permet d’éliminer les théories trop
simplistes incapables d’expliquer la distribution actuelle.
La formation du
système solaire.
Passons donc à
l’histoire de la formation de notre système. La description qui suit est un
modèle globalement admis, même si ses détails font encore l’objet de maintes
discussions.
Au départ, il y a
environ 10 milliards d’années, ce qui deviendra un jour le système solaire
n’est qu’une fraction minuscule d’un gigantesque nuage d’hydrogène et d’hélium
qui poursuit son ballet autour du centre galactique.
Au fur et à
mesure que le temps passe, ce nuage se contracte doucement et s’enrichit en éléments
plus lourds lors de l’explosion d’étoiles massives aux alentours, ce qui
explique que l’abondance actuelle d’éléments lourds est de l’ordre de 2 pour
cent.
Finalement, il y
a 4,6 milliards d’années, sous l’effet de sa propre gravité, ce nuage s’effondre
sur lui-même et se fragmente en une série de nuages de dimension plus réduite
dont l’un deviendra le système solaire.
Les différentes
étapes de la formation du système solaire : contraction d’un nuage d’hydrogène
et d’hélium, aplatissement du système, formation de planétésimaux, mise en
route des réactions nucléaires au centre, apparition du système sous sa forme
actuelle. Source inconnue.
Evolution du
protosystème
Le protosystème
maintenant bien défini continue à se contracter de plus en plus. Mais, d’après
la loi de conservation du moment angulaire, si la taille d’un corps se réduit,
sa vitesse de rotation doit augmenter pour compenser. La contraction du
protosystème s’accompagne donc d’une forte augmentation de la vitesse de
rotation.
De plus, comme le
protosystème n’est pas rigide, un fort aplatissement se produit dans le plan
perpendiculaire à l’axe de rotation. On se retrouve ainsi finalement avec
une concentration de matière au centre, la protoétoile, entourée d’un disque de
matière appelé le disque protoplanétaire.
C’est ici
qu’intervient notre connaissance de la distribution du moment angulaire. Dans
les modèles de formation les plus simples, le système solaire est le résultat
d’une simple contraction d’un nuage de gaz en rotation. Mais ceci devrait se
traduire par une vitesse de rotation du Soleil incompatible avec le fait qu’il
ne possède que 3 pour cent du moment angulaire total.
En réalité, la
protoétoile va être ralentie sous l’action de forces magnétiques. Dans les
conditions physiques qui règnent à l’époque, une variation du champ magnétique
entraîne automatiquement une variation de la distribution de matière et
réciproquement – on dit que les lignes de champ magnétique sont gelées dans la
matière.
Or les lignes de
champ magnétique qui traversent le protosystème sont déformables mais seulement
de façon limitée. Cette rigidité est transmise à la matière, ce qui crée un
lien entre la protoétoile et le disque protoplanétaire. C’est grâce à ce lien
que la région centrale est freinée et perd peu à peu son moment angulaire au
profit du disque qui tourne de plus en plus vite.
Sous l’effet du
ralentissement, la force centrifuge subie par la protoétoile baisse et
finalement l’éjection de matière s’arrête. A partir de ce moment, les deux
sous-systèmes précédemment liés ont une évolution indépendante.
Au centre, la
protoétoile continue de se contracter et sa température augmente rapidement.
Finalement, les réactions nucléaires de fusion se mettent en route et l’étoile
que nous connaissons apparaît.
La formation des
planètes
Dans le disque
protoplanétaire, les atomes s’agglomèrent au fur et à mesure de leurs
rencontres pour devenir des poussières. Celles-ci se regroupent elle-mêmes pour
former des petits corps appelés planétésimaux. Cette étape dure quelques
millions d’années.
Du fait de la
turbulence dans le disque, des fluctuations de densité apparaissent
et évoluent pour aboutir à des corps de grande dimension, dans un
processus appelé l’accrétion. Ces corps continuent à capturer les planétésimaux
qu’ils trouvent sur leur chemin et atteignent finalement le stade de planète.
La principale
phase d’accrétion se termine il y environ 4,4 milliards d’années, même si
d’intenses bombardements se poursuivent encore pendant un milliard d’années.
L’aspect final
des planètes dépend de la distance au Soleil. Près de celui-ci, les éléments
légers reçoivent beaucoup d’énergie et sont trop chauds pour se condenser. Le
matériau qui constitue ces planètes est donc riche en éléments lourds, tels le
fer ou le silicium, ce qui explique leur forte densité.
Loin du Soleil,
l’accrétion de planétésimaux est à l’origine d’un noyau dense qui constitue le
point de départ pour une croissance ultérieure. Autour de ce noyau s’accumule
une enveloppe de gaz et l’on aboutit à une planète très volumineuse et massive,
mais essentiellement constituée d’hydrogène et donc peu dense.
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