L'origine du système solaire

par Frank Crary, CU Boulder

1. Un nuage du gaz interstellaire et/ou de la poussière ("la nébuleuse solaire") est perturbé et s'effondre sous sa propre gravité. La perturbation a pu être, par exemple, l'onde de choc d'une supernova voisine.
2. Pendant que le nuage s'effondre, il se réchauffe et se compresse en son centre. Il chauffe assez pour que la poussière se vaporise. L'effondrement initial est censé prendre moins de 100 000 ans.
3. Le centre se comprime assez pour devenir une protoétoile et le reste du gaz orbite ou tourne autour de la protoétoile. La majeure partie de ce gaz descend vers l'intérieur et s'ajoute à la masse de l'étoile en formation, mais le gaz tourne. La force centrifuge résultante empêche une partie du gaz d'atteindre l'étoile en formation. Au lieu de cela, il forme un "disque protoplanétaire" autour de l'étoile. L'énergie du disque rayonne et il se refroidit.
4. Premier point de divergence. Dépendant des conditions initiales, le gaz orbitant l'étoile/protoétoile peut être instable et commencer à se comprimer sous sa propre force gravitationelle. Cela produit une double étoile. Mais il se peut aussi que...
5. Le gaz se refroidisse assez pour que le métal, la roche et, assez loin de l'étoile en formation, la glace se condense en particules minuscules (c.-à-d. une partie du gaz redevient de la poussière). Les métaux se condensent dès que le disque d'accrétion se forme (il y a 4.55-4.56 milliards d'années selon les mesures d'isotope de certains météores); la roche condense un peu plus tard (entre il y a 4.0 et 4.5 milliards d'années).
6. Les particules de poussière se heurtent les unes les autres et forment de plus grosses particules. Ce processus continue jusqu'à ce que les particules deviennent de la taille de rochers ou de petits astéroïdes.
7. La croissance galopante. Une fois que les plus grosses de ces particules atteignent une masse assez élevée pour avoir une gravité non triviale, leur croissance s'accélère. Leur force gravitationnelle (même si elle est très faible) leur donne un avantage sur les plus petites particules qu'elles attirent de plus en plus. Très rapidement, les gros objets ont accumulé toute la matière solide près de leur propre orbite. La grosseur qu'ils obtiennent dépend de leur distance de l'étoile, et de la densité et la composition de la nébuleuse solaire. Pour notre système solaire, les théories prédisent une dimension allant de la taille d'un astéroïde à un objet de la taille de la Lune pour ce qui est du système solaire intérieur, et de une à quinze fois la taille de la Terre dans le système solaire externe. Il y aurait eu un grand saut dans la taille quelque part entre les orbites actuelles de Mars et de Jupiter: l'énergie du Soleil aurait gardé la glace à l'état de vapeur à des distances rapprochées, c'est ainsi que la matière solide accrétable deviendrait beaucoup plus commune au delà d'une distance critique du soleil. L'accrétion de ces "planétésimaux" est censée prendre de cent mille à environ vingt millions d'années, avec l'extérieur du système solaire prenant le temps le plus long pour se former.
8. Deux choses et le deuxième point de divergence. De quelle grosseur étaient ces protoplanètes et à quelle rapidité se sont-elles formées? À ce moment-ci, environ 1 million d'années après le début de la formation du système, l'étoile produirait un très puissant vent solaire, qui balayerait au loin tout le gaz restant dans la nébuleuse solaire. Si une protoplanète était devenue assez grosse, assez rapidement, sa gravité retiendrait le gaz de la nébuleuse, et l'on obtiendrait une géante gazeuse. Sinon, ça resterait un corps rocheux ou de glace.
9. A ce moment, le système solaire se compose seulement de protoplanètes solides et de géantes gazeuses. Les "planétésimaux" se heurteraient lentement les uns les autres et deviendraient plus massifs.
10. Par la suite, après de dix à cent millions d'années, vous obtenez jusqu'à environ dix planètes, possédant des orbites stables. Le résultat est un système solaire. Ces planètes ainsi que leurs surfaces peuvent être fortement modifiées par la dernière grosse collision qu'elles subissent (par exemple la composition largement métallique de Mercure ou de la Lune).

Texte par Frank Crary, converti en html par Bill Arnett