Le systme solaire

Formation

Selon l'hypothse la plus couramment accepte, le systme solaire s'est form partir de la nbuleuse solaire. Selon cette thorie, le systme solaire s'est form il y a 4,55 milliards d'annes par effondrement gravitationnel d'un nuage molculaire gant. Ce nuage tait large de plusieurs annes-lumire et a probablement donn naissance plusieurs toiles. Les tudes de mtorites rvlent des traces d'lments qui ne sont produits qu'au coeur d'explosions d'toiles trs grandes, indiquant que le Soleil s'est form l'intrieur d'un amas d'toiles et proximit d'un certain nombre de supernovae. L'onde de choc de ces supernovae a peut-tre provoqu la formation du Soleil en crant des rgions de surdensit dans la nbuleuse environnante, permettant la gravit de prendre le dessus sur la pression interne du gaz et d'initier l'effondrement.

La rgion qui deviendra par la suite le systme solaire, connue sous le nom de nbuleuse pr-solaire, avait un diamtre entre 7 000 et 20 000 UA, et masse trs lgrement suprieure celle du Soleil (en excs de 0,001 0,1 masse solaire). Au fur et mesure de son effondrement, la conservation du moment angulaire de la nbuleuse la fit tourner plus rapidement. Tandis que la matire s'y condensait, les atomes y rentrrent en collision de plus en plus frquemment. Le centre, o la plupart de la masse s'tait accumul, devint progressivement plus chaud que le disque qui l'entourait. L'action de la gravit, de la pression gazeuse, des champs magntiques et de la rotation aplatirent la nbuleuse en un disque protoplantaire en rotation d'un diamtre d'environ 200 UA entourant une proto-toile dense et chaude.

Vue d'artiste d'un disque protoplantaire.

Vue d'artiste d'un disque protoplantaire.


Des tudes d'toiles du type T Tauri - des masses stellaires jeunes n'ayant pas dmarr les oprations de fusion nuclaire et dont on pense qu'elles sont similaires au Soleil ce stade de son volution - montrent qu'elles sont souvent accompagnes de disques pr-plantaires. Ces disques s'tendent sur plusieurs centaines d'UA et n'atteignent qu'un millier de kelvins au plus chaud.

Aprs 100 millions d'annes, la pression et la densit de l'hydrogne au centre de la nbuleuse devinrent suffisamment leves pour que la proto-toile initie la fusion nuclaire, accroissant sa taille jusqu' ce qu'un quilibre hydrostatique soit atteint, l'nergie thermique contrebalanant la contraction gravitationnelle. A ce niveau, le Soleil devint une vritable toile.

Les autres corps du systme solaire se formrent du reste du nuage de gaz et de poussire. Les modles actuels les font se former par accrtion : initialement des grains de poussire en orbite autour de la proto-toile centrale, puis des amas de quelques mtres de diamtre forms par contact direct, lesquels rentrrent en collision pour constituer des plantsimaux d'environ 5 km de diamtre. A partir de l, leur taille augmenta par collisions successives au rythme moyen de 15 cm par an au cours des millions d'annes suivants.

Le systme solaire interne tait trop chaud pour que les molcules volatiles telles que l'eau ou le mthane se condensent : les plantsimaux qui s'y sont forms taient relativement petits (environ 0,6% de la masse du disque) et principalement forms de composs point de fusion lev, tels les silicates et les mtaux. Ces corps rocheux devinrent terme les plantes telluriques. Plus loin, les effets gravitationnels de Jupiter empchrent l'accrtion des plantsimaux, formant la ceinture d'astrodes.

Encore plus loin, l o les composs glacs volatiles pouvaient rester solides, Jupiter et Saturne devinrent des gantes gazeuses. Uranus et Neptune capturrent moins de matire et on pense que leur noyau est principalement form de glaces.

Ds que le Soleil produisit de l'nergie, le vent solaire souffla le gaz et les poussires du disque protoplantaire, stoppant la croissance des plantes. Les toiles de type T Tauri possdent des vents stellaires nettement plus intenses que les toiles plus anciennes et plus stables.

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