14.3 : Formation du système solaire

Objectifs d'apprentissage

À la fin de cette section, vous serez en mesure de :

• Décrire les contraintes de mouvement, de chimie et d'âge auxquelles doit répondre toute théorie de la formation du système solaire
• Résumez les changements physiques et chimiques au cours de la phase de formation du système solaire par la nébuleuse solaire
• Expliquer le processus de formation des planètes terrestres et géantes
• Décrire les principaux événements de l'évolution future du système solaire

Comme nous l'avons vu, les comètes, les astéroïdes et les météorites sont des vestiges survivants des processus qui ont formé le système solaire. Bien entendu, les planètes, les lunes et le Soleil sont également les produits du processus de formation, bien que la matière qu'elles contiennent ait subi un large éventail de changements. Nous sommes maintenant prêts à rassembler les informations provenant de tous ces objets pour discuter de ce que l'on sait de l'origine du système solaire.

Contraintes d'observation

Il existe certaines propriétés de base du système planétaire que toute théorie de sa formation doit expliquer. Elles peuvent être résumées en trois catégories : contraintes de mouvement, contraintes chimiques et contraintes liées à l'âge. Nous les appelons contraintes parce qu'elles imposent des restrictions à nos théories ; à moins qu'une théorie ne puisse expliquer les faits observés, elle ne survivra pas sur le marché concurrentiel des idées qui caractérisent l'activité scientifique. Examinons ces contraintes une par une.

Les mouvements du système solaire présentent de nombreuses régularités. Nous avons vu que les planètes tournent toutes autour du Soleil dans la même direction et approximativement dans le plan de rotation du Soleil. De plus, la plupart des planètes tournent dans le même sens qu'elles tournent, et la plupart des lunes se déplacent également sur des orbites dans le sens antihoraire (vues du nord). À l'exception des comètes et des autres objets transneptuniens, les mouvements des membres du système définissent la forme d'un disque ou d'un frisbee. Néanmoins, une théorie complète doit également être préparée pour traiter les exceptions à ces tendances, telles que la rotation rétrograde (et non la révolution) de Vénus.

Dans le domaine de la chimie, nous avons vu que Jupiter et Saturne ont à peu près la même composition, dominée par l'hydrogène et l'hélium. Ce sont les deux plus grandes planètes, dont la gravité est suffisante pour retenir tout gaz présent au moment et à l'endroit où elles se sont formées ; on peut donc s'attendre à ce qu'elles soient représentatives de la matière d'origine à partir de laquelle le système solaire s'est formé. Chacun des autres membres du système planétaire est, dans une certaine mesure, dépourvu d'éléments légers. Un examen attentif de la composition des objets solides du système solaire montre une progression remarquable depuis les planètes intérieures riches en métaux, jusqu'aux objets dont la composition est dominée par la glace dans le système solaire externe, en passant par celles constituées principalement de matériaux rocheux. Les comètes du nuage d'Oort et les objets transneptuniens de la ceinture de Kuiper sont également des objets glacés, tandis que les astéroïdes représentent une composition rocheuse de transition contenant une abondante matière sombre riche en carbone.

Comme nous l'avons vu dans Other Worlds : An Introduction to the Solar System, ce schéma chimique général peut être interprété comme une séquence de températures : chaud près du soleil et plus frais lorsque nous nous dirigeons vers l'extérieur. Les parties internes du système ne contiennent généralement pas les matériaux qui ne peuvent pas se condenser (former un solide) aux températures élevées observées près du Soleil. Cependant, il existe (encore une fois) d'importantes exceptions au schéma général. Par exemple, il est difficile d'expliquer la présence d'eau sur Terre et sur Mars si ces planètes se sont formées dans une région où la température était trop élevée pour que la glace puisse se condenser, à moins que la glace ou l'eau ne proviennent plus tard de régions plus froides. L'exemple extrême est l'observation de dépôts polaires de glace à la fois sur Mercure et sur la Lune ; ceux-ci sont presque certainement formés et entretenus par des impacts occasionnels de comètes.

En ce qui concerne l'âge, nous avons discuté du fait que la datation radioactive démontre que certaines roches à la surface de la Terre sont présentes depuis au moins 3,8 milliards d'années et que certains échantillons lunaires datent de 4,4 milliards d'années. Les météorites primitives ont toutes un âge radioactif proche de 4,5 milliards d'années. L'âge de ces éléments constitutifs non modifiés est considéré comme l'âge du système planétaire. La similitude des âges mesurés indique que les planètes se sont formées et que leurs croûtes se sont refroidies quelques dizaines de millions d'années (tout au plus) après le début du système solaire. En outre, un examen détaillé des météorites primitives indique qu'elles sont principalement constituées de matériaux condensés ou coagulés à partir d'un gaz chaud ; peu de fragments identifiables semblent avoir survécu avant ce stade de vapeur chaude, il y a 4,5 milliards d'années.

La nébuleuse solaire

Toutes les contraintes qui précèdent sont conformes à l'idée générale, présentée dans Other Worlds : An Introduction to the Solar System, selon laquelle le système solaire s'est formé il y a 4,5 milliards d'années à partir d'un nuage rotatif de vapeur et de poussière, que nous appelons la nébuleuse solaire, avec une composition initiale similaire à celle du Soleil aujourd'hui. Lorsque la nébuleuse solaire s'est effondrée sous sa propre gravité, de la matière est tombée vers le centre, où les choses sont devenues de plus en plus concentrées et chaudes. L'augmentation des températures dans la nébuleuse rétrécie a vaporisé la majeure partie de la matière solide qui était présente à l'origine.

Au même moment, la nébuleuse qui s'effondrait a commencé à tourner plus rapidement grâce à la conservation du moment cinétique (voir les chapitres Orbits et Gravité et Terre, Lune et Ciel). Comme une patineuse artistique tirant ses bras vers l'intérieur pour tourner plus vite, le nuage qui se rétrécissait tournait plus rapidement avec le temps. Maintenant, pensez à la façon dont un objet rond tourne. Près des pôles, la vitesse de rotation est lente et elle s'accélère à mesure que vous vous rapprochez de l'équateur. De la même manière, près des pôles de la nébuleuse, où les orbites étaient lentes, le matériau nébulaire est tombé directement au centre. Le matériau se déplaçant plus rapidement, en revanche, s'est effondré pour former un disque plat tournant autour de l'objet central (Figure\(\PageIndex{1}\)). L'existence de cette nébuleuse rotative en forme de disque explique les principaux mouvements du système solaire dont nous avons parlé dans la section précédente. Et comme elles se sont formées à partir d'un disque rotatif, les planètes orbitent toutes de la même manière.

Figure\(\PageIndex{1}\) les étapes de la formation du système solaire. Cette illustration montre les étapes de la formation du système solaire à partir de la nébuleuse solaire. Lorsque la nébuleuse se rétrécit, sa rotation l'aplatit pour former un disque. Une grande partie de la matière est concentrée dans le centre chaud, qui deviendra finalement une étoile. Loin du centre, les particules solides peuvent se condenser lorsque la nébuleuse se refroidit, donnant naissance à des planétésimaux, les éléments constitutifs des planètes et des lunes.

Imaginez la nébuleuse solaire à la fin de la phase d'effondrement, au moment où il faisait le plus chaud. Comme il n'y avait plus d'énergie gravitationnelle (provenant de la chute de matière) pour la chauffer, la majeure partie de la nébuleuse a commencé à se refroidir. La matière qui se trouvait au centre, là où il faisait le plus chaud et où il y avait le plus de monde, a formé une étoile qui a maintenu des températures élevées dans son voisinage immédiat en produisant sa propre énergie. Les mouvements turbulents et les champs magnétiques à l'intérieur du disque peuvent drainer le moment cinétique, privant ainsi le matériau du disque d'une partie de sa rotation. Cela a permis à une partie de la matière de continuer à tomber dans l'étoile en croissance, tandis que le reste du disque s'est progressivement stabilisé.

La température à l'intérieur du disque diminuait à mesure que l'on s'éloignait du Soleil, tout comme la température des planètes varie en fonction de leur position actuelle. Au fur et à mesure que le disque refroidissait, les gaz interagissaient chimiquement pour produire des composés ; ces composés se sont finalement condensés en gouttelettes liquides ou en grains solides. Ce processus est similaire au processus par lequel les gouttes de pluie sur Terre se condensent à partir de l'air humide lorsqu'il s'élève au-dessus d'une montagne.

Examinons plus en détail comment le matériau s'est condensé à différents endroits du disque de maturation (Figure\(\PageIndex{2}\)). Les premiers matériaux à former des grains solides étaient les métaux et divers silicates formant des roches. À mesure que la température baissait, ils ont été rejoints dans une grande partie de la nébuleuse solaire par des composés soufrés et par des silicates riches en carbone et en eau, tels que ceux que l'on trouve aujourd'hui en abondance dans les astéroïdes. Cependant, dans les parties internes du disque, la température n'a jamais chuté suffisamment bas pour que des matériaux tels que la glace ou les composés organiques carbonés se condensent, de sorte qu'ils étaient absents des planètes les plus internes.

Figure Séquence de condensation\(\PageIndex{2}\) chimique dans la nébuleuse solaire. L'échelle du bas indique la température ; au-dessus se trouvent les matériaux qui se condenseraient à chaque température dans les conditions qui prévaudraient dans la nébuleuse.

Loin du Soleil, les températures plus fraîches ont permis à l'oxygène de se combiner à l'hydrogène et de se condenser sous forme d'eau (H ₂ O) glace. Au-delà de l'orbite de Saturne, le carbone et l'azote se sont combinés à l'hydrogène pour former des glaces telles que le méthane (CH ₄) et l'ammoniac (NH ₃). Cette séquence d'événements explique les différences de composition chimique de base entre les différentes régions du système solaire.

Exemple\(\PageIndex{1}\) : rotation de la nébuleuse solaire

Nous pouvons utiliser le concept de moment cinétique pour suivre l'évolution de la nébuleuse solaire qui s'effondre. Le moment cinétique d'un objet est proportionnel au carré de sa taille (diamètre) divisé par sa période de rotation (\(D^2/P\)). Si le moment cinétique est conservé, toute modification de la taille d'une nébuleuse doit être compensée par un changement proportionnel de période, afin de rester\(D^2/P\) constant. Supposons que la nébuleuse solaire ait commencé avec un diamètre de 10 000 UA et une période de rotation d'un million d'années. Quelle est sa période de rotation lorsqu'elle a atteint la taille de l'orbite de Pluton, dont l'annexe F indique qu'elle a un rayon d'environ 40 UA ?

Solution

On nous indique que le diamètre final de la nébuleuse solaire est d'environ 80 UA. En notant l'état initial avant l'effondrement et l'état final sur l'orbite de Pluton, puis

\[\frac{P_{\text{final}}}{P_{\text{initial}}}= \left( \frac{D_{\text{final}}}{D_{\text{initial}}} \right)^2= \left( \frac{80}{10,000} \right)^2=(0.008)^2=0.000064 \nonumber\]

Avec une durée\(P_{\text{initial}}\) égale à 1 000 000 ans\(P_{\text{final}}\), la nouvelle période de rotation est de 64 ans. C'est beaucoup plus court que le temps réel que Pluton met pour faire le tour du Soleil, mais cela vous donne une idée du type d'accélération que peut produire la conservation du moment cinétique. Comme nous l'avons noté précédemment, d'autres mécanismes ont aidé le matériau du disque à perdre son moment cinétique avant que les planètes ne se forment complètement.

Exercice\(\PageIndex{1}\)

Quelle serait la période de rotation de la nébuleuse dans notre exemple lorsqu'elle aurait atteint la taille de l'orbite de Jupiter ?

Réponse

La période de rotation de la nébuleuse est inversement proportionnelle à\(D^2\). Comme nous venons de le voir,\(\frac{P_{\text{final}}}{P_{\text{initial}}} = \left( \frac{D_{\text{final}}}{D_{\text{initial}}} \right)^2\). Au départ, nous avons\(P_{\text{initial}} = 106 yr and \(D_{\text{initial}}\) = 104 AU. Ensuite, si\(D_{\text{final}}\) c'est en UA,\(P_{\text{final}}\) (en années) est donné par\(P_{\text{final}}=0.01D^2_{\text{final}}\). Si l'orbite de Jupiter a un rayon de 5,2 UA, alors le diamètre est de 10,4 UA. La période est alors de 1,08 an.

Formation des planètes terrestres

Les grains qui se sont condensés dans la nébuleuse solaire se sont rapidement joints en morceaux de plus en plus gros, jusqu'à ce que la majeure partie de la matière solide se présente sous forme de planétésimaux, des morceaux de quelques kilomètres à quelques dizaines de kilomètres de diamètre. Certains planétésimaux survivent encore aujourd'hui sous forme de comètes et d'astéroïdes. D'autres ont laissé leur empreinte sur les surfaces cratérisées de nombreux mondes que nous avons étudiés dans les chapitres précédents. Une augmentation substantielle de la taille est toutefois nécessaire pour passer du planétésimal à la planète.

Certains planétésimaux étaient suffisamment grands pour attirer leurs voisins par gravité et donc pour croître par le processus appelé accrétion. Bien que les étapes intermédiaires ne soient pas bien comprises, plusieurs dizaines de centres d'accrétion semblent finalement s'être développés dans le système solaire interne. Chacun d'entre eux a attiré les planétésimaux environnants jusqu'à ce qu'il ait acquis une masse similaire à celle de Mercure ou de Mars. À ce stade, nous pouvons considérer ces objets comme des protoplanètes, des planètes « pas tout à fait prêtes pour les heures de grande écoute ».

Chacune de ces protoplanètes a continué de croître grâce à l'accrétion de planétésimaux. Chaque planétésimal entrant a été accéléré par la gravité de la protoplanète, frappant avec suffisamment d'énergie pour faire fondre à la fois le projectile et une partie de la zone d'impact. Bientôt, la protoplanète entière a été chauffée à une température supérieure à la température de fusion des roches. Il en a résulté une différenciation planétaire, avec des métaux plus lourds s'enfonçant vers le noyau et des silicates plus légers remontant vers la surface. À mesure qu'elles étaient chauffées, les protoplanètes internes ont perdu certains de leurs constituants les plus volatils (les gaz les plus légers), laissant derrière elles une plus grande partie des éléments et des composés les plus lourds.

Formation des planètes géantes

Dans le système solaire externe, où les matières premières disponibles comprenaient des glaces et des roches, les protoplanètes sont devenues beaucoup plus grandes, avec des masses dix fois supérieures à celles de la Terre. Ces protoplanètes du système solaire extérieur étaient si grandes qu'elles étaient capables d'attirer et de retenir le gaz environnant. Alors que l'hydrogène et l'hélium s'effondraient rapidement sur leur cœur, les planètes géantes étaient chauffées par l'énergie de contraction. Mais bien que ces planètes géantes soient devenues plus chaudes que leurs sœurs terrestres, elles étaient bien trop petites pour élever leur température centrale et leur pression au point où des réactions nucléaires pouvaient commencer (et ce sont ces réactions qui nous donnent notre définition d'une étoile). Après avoir brillé d'un rouge terne pendant quelques milliers d'années, les planètes géantes se sont progressivement refroidies pour retrouver leur état actuel (Figure\(\PageIndex{3}\)).

Figure\(\PageIndex{3}\) Saturne vue dans l'infrarouge. Cette image de la sonde Cassini est assemblée à partir de 65 observations individuelles. La lumière solaire réfléchie à une longueur d'onde de 2 micromètres est représentée en bleu, la lumière réfléchie à 3 micromètres est représentée en vert et la chaleur rayonnée depuis l'intérieur de Saturne à 5 micromètres est rouge. Par exemple, les anneaux de Saturne réfléchissent la lumière du soleil à 2 micromètres, mais pas à 3 et 5 micromètres, ils apparaissent donc bleus. Les régions polaires sud de Saturne sont illuminées par la chaleur interne.

L'effondrement du gaz de la nébuleuse sur le cœur des planètes géantes explique comment ces objets ont acquis à peu près la même composition riche en hydrogène que le Soleil. Le processus a été le plus efficace pour Jupiter et Saturne ; leurs compositions sont donc presque « cosmiques ». Beaucoup moins de gaz a été capté par Uranus et Neptune, c'est pourquoi ces deux planètes ont des compositions dominées par les éléments constitutifs glacés et rocheux qui constituaient leurs gros noyaux plutôt que par l'hydrogène et l'hélium. La période de formation initiale s'est terminée lorsque la majeure partie de la matière première disponible a été épuisée et que le vent solaire (le flux de particules atomiques) du jeune Soleil a détruit la réserve restante de gaz légers.

La poursuite de l'évolution du système

Tous les processus que nous venons de décrire, de l'effondrement de la nébuleuse solaire à la formation de protoplanètes, se sont produits en quelques millions d'années. Cependant, l'histoire de la formation du système solaire n'était pas complète à ce stade ; de nombreux planétésimaux et autres débris ne se sont pas accumulés initialement pour former les planètes. Quel a été leur destin ?

Les comètes que nous voyons aujourd'hui ne sont que la pointe de l'iceberg cosmique (excusez le jeu de mots). On pense que la plupart des comètes se trouvent dans le nuage d'Oort, loin de la région des planètes. D'autres comètes et planètes naines glacées se trouvent dans la ceinture de Kuiper, qui s'étend au-delà de l'orbite de Neptune. Ces morceaux de glace se sont probablement formés près des orbites actuelles d'Uranus et de Neptune mais ont été éjectés de leurs orbites initiales sous l'influence gravitationnelle des planètes géantes.

Dans les parties internes du système, des planétésimaux restants et peut-être plusieurs dizaines de protoplanètes continuaient de se déplacer. Au cours de la longue période dont nous parlons, les collisions entre ces objets étaient inévitables. À ce stade, des impacts géants ont probablement dépouillé Mercure d'une partie de son manteau et de sa croûte, inversé la rotation de Vénus et rompu une partie de la Terre pour créer la Lune (tous les événements dont nous avons parlé dans d'autres chapitres).

Des impacts à plus petite échelle ont également ajouté de la masse aux protoplanètes intérieures. Comme la gravité des planètes géantes pouvait « bouleverser » les orbites des planétésimaux, la matière qui a eu un impact sur les protoplanètes internes pourrait provenir de presque n'importe où dans le système solaire. Contrairement à l'étape précédente d'accrétion, ce nouveau matériau ne représentait donc pas qu'une gamme étroite de compositions.

En conséquence, la plupart des débris qui ont frappé les planètes intérieures étaient des matériaux riches en glace qui s'étaient condensés dans la partie extérieure de la nébuleuse solaire. Au fur et à mesure que ce bombardement semblable à une comète progressait, la Terre a accumulé de l'eau et divers composés organiques qui deviendraient plus tard essentiels à la formation de la vie. Mars et Vénus ont probablement également acquis de l'eau et des matières organiques abondantes de la même source, comme le font encore Mercure et la Lune pour former leurs calottes polaires glacées.

Progressivement, au fur et à mesure que les planètes balayaient ou éjectaient les débris restants, la plupart des planétésimaux ont disparu. Dans deux régions, cependant, des orbites stables sont possibles où les planétésimaux restants pourraient éviter d'avoir un impact sur les planètes ou d'être éjectés du système. Ces régions sont la ceinture d'astéroïdes entre Mars et Jupiter et la ceinture de Kuiper au-delà de Neptune. Les planétésimaux (et leurs fragments) qui survivent dans ces endroits particuliers sont ce que nous appelons aujourd'hui des astéroïdes, des comètes et des objets transneptuniens.

Les astronomes avaient l'habitude de penser que le système solaire qui a émergé de cette évolution précoce était similaire à ce que nous voyons aujourd'hui. Des études récentes détaillées sur les orbites des planètes et des astéroïdes suggèrent toutefois que d'autres événements violents se sont produits peu après, impliquant peut-être des modifications importantes des orbites de Jupiter et de Saturne. Ces deux planètes géantes contrôlent, par leur gravité, la distribution des astéroïdes. En remontant à notre système solaire actuel, il semble que des changements orbitaux se soient produits au cours des premières centaines de millions d'années. L'une des conséquences pourrait avoir été la diffusion d'astéroïdes dans le système solaire interne, provoquant la période de « bombardements intensifs » enregistrée dans les plus anciens cratères lunaires.

Concepts clés et résumé

Une théorie viable de la formation du système solaire doit prendre en compte les contraintes de mouvement, les contraintes chimiques et les contraintes liées à l'âge. Les météorites, les comètes et les astéroïdes sont des survivants de la nébuleuse solaire à partir de laquelle le système solaire s'est formé. Cette nébuleuse est le résultat de l'effondrement d'un nuage interstellaire de gaz et de poussière, qui s'est contracté (en conservant son moment cinétique) pour former notre étoile, le Soleil, entourée d'un mince disque de poussière et de vapeur en rotation. La condensation dans le disque a entraîné la formation de planétésimaux, qui sont devenus les éléments constitutifs des planètes. L'accrétion de matériaux qui tombaient a chauffé les planètes, ce qui a entraîné leur différenciation. Les planètes géantes ont également pu attirer et retenir le gaz de la nébuleuse solaire. Après quelques millions d'années de violents impacts, la plupart des débris ont été balayés ou éjectés, ne laissant que les astéroïdes et les vestiges cométaires survivants jusqu'à présent.

Lexique

accrétion

l'accumulation progressive de masse, comme celle d'une planète qui se forme à partir de particules entrant en collision dans la nébuleuse solaire