Formation du système solaire
Prétendre parler de la formation du système solaire peut paraître une gageure. Personne n'était là pour en témoigner ! Et pourtant les astronomes et les astrophysiciens n'ont pas baissé les bras. Ils ont, au fil des années, réuni avec patience les observations et effectué les simulations qui leur ont permis de bâtir un scenario qui donne aujourd'hui un récit crédible et robuste des différentes étapes cette formation.
Bien que n'étant pas à proprement parler une étoile jeune, le Soleil s'est formé dans un milieu interstellaire déjà enrichi par l'explosion de deux générations d'étoiles. Cela signifie qu'en plus des éléments issus de la nucléosynthèse primordiale (essentiellement de l'hydrogène et de l'hélium) ce milieu contenait des éléments comme le carbone, l'azote, l'oxygène, sous forme atomique ou moléculaire, mais également des éléments plus lourds, silicates, magnésium, fer, nickel…
Nous ne reviendrons pas sur le processus d'effondrement qui conduit à la formation des étoiles : je vous invite à lire les posts consacrés à ce sujet. Il suffit pour notre propos de dire qu'il va de pair avec la formation d'un tourbillon par conservation du moment cinétique. Ce tourbillon conduit très rapidement à la formation d'un disque plus ou moins aplati. Ce sont les interactions entre les particules et les poussières de matière en rotation autour de la protoétoile qui amène à l'aplatissement de ce disque : par simple collision mais également par viscosité, principalement en raison de phénomènes magnétohydrodynamiques complexes. Ces interactions se traduisent sur le moyen terme (quelques milliers d'années) par un alignement des vecteurs « moment cinétique » de ces particules et poussières, ainsi que par une annulation de la composante v(theta) de leur vitesse. Or, il est facile de voir qu'il ne peut pas y avoir d'orbite dans un plan perpendiculaire à l'axe de rotation autre que le plan équatorial (voir la figure qui suit).
Nota : on se place dans un repère sphérique dans lequel les trois coordonnées sont r, phi, et theta. L'axe Oz est l'axe de rotation du disque, l'angle phi définit la position en azimut et l'angle theta en site, c'est-à-dire l'écart angulaire par rapport au plan équatorial. Dans la figure ci-dessus, on voit que la résultante de la force centrifuge et de la force d'attraction ramène toute particule en orbite autour de l'axe Oz dans le plan équatorial.
Dans ce disque qui se forme très rapidement on peut distinguer deux zones délimitées par une frontière à laquelle on a donné le nom de ligne des glaces :
- en-deçà de cette limite, les molécules les plus volatiles (H2O, CO2, CH4, NH3…) sont sous forme gazeuse. Le rayonnement de l'étoile en cours de formation sublime instantanément tout cristal qui se forme entre les molécules. L'action du rayonnement a également un effet d'éparpillement de celles-ci. Les éléments volatils sont sans cesse délogés du plan équatorial. Seules les molécules des éléments lourds ainsi que les poussières y restent confinées.
- au-delà, le rayonnement n'empêche pas l'accrétion des éléments les plus volatils sous forme de cristaux de glace, cristaux qui peuvent d'ailleurs se former autour de grains de poussière. Le processus est très rapide et conduit à des grains de plus en plus gros mêlant la glace et la poussière.
A ce stade de l'évolution du système solaire, le processus qui conduit à la formation des premiers grains de matière (on parle d'accrétion de matière) est de nature électrique. Quand on pense à des forces électriques, cela évoque en nous des expériences de physique au lycée où deux boules chargées se repoussent. On a du mal à imaginer que cela puisse conduire à la formation de grains de matière… Et pourtant ce sont des forces de nature électrique qui assurent la cohésion de la matière autour de nous : des cubes de glace aux rochers en passant par les barres de fer.
Dans le cas qui nous intéresse, les forces en jeu sont des forces
de Van der Waals. Au tout début du processus, la distribution de vitesse
des particules au sein du nuage protoplanétaire est relativement uniforme.
Autrement dit la vitesse relative des particules entre elles est faible et les
forces de Van der Waals peuvent agir efficacement pour permettre à des grains de
matière de se former. Ce sont au demeurant des grains peu denses et les chocs
entre ces grains, lorsque choc il y a, sont des chocs mous, ce qui permet à la
matière de se réarranger.
Ce processus d'accrétion a un effet différent selon que l'on se trouve en-deçà ou au-delà de la ligne des glaces. En deçà, seuls les grains de matière (silicates, métaux) vont s'accréter et former des grains de plus en plus gros. C'est un processus relativement lent mais qui conduit au bout de quelques milliers d'années à l'existence de nodules de plusieurs centimètres. Au-delà de la limite des glaces le processus est beaucoup plus rapide. Les grains de glace et de poussière se « collent » beaucoup plus facilement entre eux. A chaque collision, il y a fusion partielle de la glace (choc inélastique) et recongélation quasi instantanée. Cela conduit très vite à la formation de noyaux beaucoup plus volumineux de roche et de glace.
Planétésimaux et protoplanètes
Ce qui se passe ensuite dans la zone intérieure (en-deçà de la ligne des glaces) est encore mal compris. Les modélisations montrent que les embryonns de taille centimétrique continuent de croître mais cette croissance reste lente. Or, l'étoile jeune expulse un puissant vent stellaire qui tend à chasser les poussières du disque intérieur. Le ménage serait fait en quelques dizaines de milliers d'années. Il faut donc que dans le même laps de temps la croissance des nodules ait permis la création de planétésimaux de taille kilométrique peu sensibles à la pression du vent stellaire. Une fois passé ce stade, c'est en effet la force de gravitation induite par ces planétésimaux qui prend le relais. Elle déstabilise la matière environnante et elle entretient un état de désordre dans lequel les collisions sont fréquentes. Les simulations redeviennent alors pertinentes et montrent que les plus gros de ces planétésimaux attirent à eux poussières, nodules et planétésimaux de plus petite taille. Les chocs peuvent être violents. La matière est parfois volatilisée. L'accumulation des chocs successifs maintient une partie de celle-ci à l'état de magma à l'intérieur des planétésimaux (qui sont par ailleurs chauffés par la désintégration radioactive des isotopes de l'aluminium et du fer). IL s'en suit un processus de différenciation au sein de ceux-ci. Le fer et le nickel en fusion, dont la masse volumique est plus élevée coulent alors que les silicates (qui ont une température de fusion est plus haute) ont tendance à rester à l'état solide en surface.
Au bout de quelques millions d'années les planétésimaux les plus
gros ont fait le ménage autour d'eux. Ils forment désormais des protoplanètes, de
gros noyaux rocheux approximativement sphériques don la masse ne dépasse pas
quelques dixièmes de la masse terrestre.
Dans la zone périphérique (au-delà de la ligne des glaces) les choses se passent différemment. La croissance des noyaux composés de roche et de glace est beaucoup plus rapide. La masse de ceux-ci peut atteindre une dizaine de masses terrestres. Il s'ensuit une différenciation radicale. Dans la zone intérieure, les protoplanètes vont donner naissance à des planètes telluriques dont la masse ne peut pas excéder quelques masses terrestres. Dans la zone extérieure il se forme des géantes gazeuses, ou encore des géantes glacées, dont la masse peut aller jusqu'à quelques pourcents de la masse solaire.
Cette différence de masse va avoir une conséquence directe sur la capacité de la planète à retenir autour d'elle une atmosphère. Atmosphère qui peut avoir deux origines :
- la capture par attraction gravitationnelle du gaz interstellaire (CH4, H2O, NH3, CO2, HCN, N2, H2, He...),
- le dégazage de la matière lors des collisions entre planétésimaux ou, plus tard, le bombardement par des astéroïdes.
Plus tard, le volcanisme dégagera également beaucoup de CO2.
Les planètes telluriques ne peuvent retenir qu'une mince couche de gaz. Il s'agit principalement de CO2 et de N2. L'ammoniac est photodissocié par le rayonnement solaire et le méthane est oxydé. Quant aux atomes d'hydrogène et d'hélium, ils sont chassés par le vent stellaire qui leur communique une énergie suffisante pour s'arracher à l'attraction de la planète. L'existence d'une atmosphère originelle ne garantit d'ailleurs pas sa pérennité : l'action du vent stellaire, en particulier en l'absence d'un champ magnétique généré par la planète, peut progressivement dissiper celle-ci. Les planétologues supposent que c'est ce qui s'est passé sur Mars.
Les planètes géantes peuvent attirer à elle une atmosphère beaucoup plus épaisse, au point que celle-ci représente une part non négligeable de leur masse. En particulier, elles ont la capacité d'aspirer et de retenir l'hydrogène et l'hélium qui représente plus de 95% de la matière présente dans le disque protoplanétaire. La puissante attraction gravitationnelle qu'elles engendrent piège l'hydrogène et l'hélium que le vent stellaire ne parvient pas à dissiper, mais aussi du CH4, du NH3 et d'autres gaz.
Ce qui suit ces premières étapes de formation fait l'objet de nombreuses conjectures. Il est clair maintenant que les planètes une fois formées ne restent pas nécessairement sur la même orbite. En mécanique, le "système à N corps" est instable, voire chaotique. L'existence de nombreux jupiters chauds (des planètes géantes orbitant très près de leur étoile) parmi les exoplanètes récemment détectées par le satellite Kepler démontre que des migrations sont possibles et qu'elles sont même fréquentes. L'un des scenarii avancés pour expliquer la formation du système solaire suppose que Jupiter et Saturne ont migré pour d'abord se rapprocher du Soleil puis s'en éloigner avant de trouver une configuration stable (voir le post sur le grand Tack). Ces migrations ont déstabilisé des corps plus petits (comme Pluton) et les ont envoyés sur des orbites très excentrées.
La totalité de la matière n'a pas été agglomérée dans les protoplanètes. De nombreux corps dont la taille varie de quelques centimètres à quelques centaines de kilomètres ont continué de vivre leur vie loin de de celles-ci. Ils étaient très nombreux dans les premières centaines de millions d'années qui ont suivi la formation du système solaire. Avent que celui-ci trouve la relative stabilité orbitale dans laquelle il se trouve aujourd'hui, leur trajectoire étaient sans cesse perturbée par le passage des planètes géantes et les éventuelles résonances qu'elles engendraient. Il s'en est suivi un intense bombardement des protoplanètes telluriques qui a conduit à les faire grossir et atteindre la taille qu'elles ont aujourd'hui. Pendant tout ce temps, elles ont continué d'accumuler une énergie interne énorme qui s'est ajoutée à celle dégagée par la radioactivité naturelle des éléments qui les composent. Cette énergie a entraîné un volcanisme intense. Dans le cas de notre planète, cette énergie interne est loin d'être complètement dissipée. Elle est en partie responsable de la tectonique des plaques (voir le post consacré à la Terre).
Visite rapide de système solaire
Le système solaire s'est stabilisé il y a environ quatre milliards d'années. Il comporte quatre planètes telluriques (Mercure, Vénus, Terre, Mars), deux géantes gazeuses (Jupiter et Saturne) et deux géantes glacées (Uranus et Neptune). Entre les planètes telluriques et Jupiter s'étend une ceinture d'astéroïdes, vestige du disque protoplanétaire d'origine. Au-delà de Neptune, une autre ceinture d'astéroïdes (la ceinture de Kuiper) regroupe d'autres corps de petites tailles ainsi que des planètes naines sans doute éjectés vers la périphérie lors de la formation des huit planètes principales. Plus loin encore le nuage d'Oort entoure notre système solaire d'une enveloppe de débris stellaires très ténue.
Si les quatre planètes telluriques se sont formées à peu près selon le même scenario, il faut reconnaître qu'elles présentent toutes les quatre des caractéristiques très différentes.
Mercure est la plus proche du Soleil. Sa période de rotation est en résonance 2:3 avec sa période de révolution. La journée mercurienne est très longue (59 j) par rapport à l'année mercurienne (88 j) : un quasi-synchronisme sans doute dû aux effets de marée. Mercure n'a pas d'atmosphère et sa surface est très cratérisée (un peu comme celle de la Lune). La température diurne est très élevée (400°) et la température nocturne très basse (-180°). La densité de Mercure est plus élevée que celle de la Terre malgré sa faible masse (un peu plus de 5% de celle de la Terre), ce qui conduit à penser que son noyau ferreux occupe une place importante. Pas de trace d'activité volcanique récente ni de tectonique des plaques.
Vénus est, en apparence, la soeur jumelle de la Terre mais elle est recouverte d'une atmosphère pesante (la pression est supérieure à 90 atmosphères) et toxique : gaz carbonique (96%), azote (3,5%) mais aussi SO2, SO3, acide sulfurique et H2S… Cette atmosphère épaisse entretient un effet de serre brûlant (465° à la surface) qui interdit à toute forme de vie de se développer. Au demeurant, il n'y a pas de trace d'eau à la surface et il y a très peu de molécules H2O dans l'atmosphère. Celles-ci ont été probablement dissociées par les particules du vent solaire (Vénus n'a pas de magnétosphère) et se sont échappées dans l'espace. L'année vénusienne dure un peu plus de 224 jours mais les jours sont interminables (116 jours). A noter que la rotation de Vénus est rétrograde, contrairement à celle de toutes les autres planètes. Les images radar envoyées par le satellite Magellan montrent qu'il existe à la surface de Vénus des volcans relativement jeunes mais aucune trace de volcanisme récent n'a été détectée. Pas de trace non plus de tectonique des plaques.
Mars est la planète tellurique la plus éloignée du Soleil. Mars a beaucoup fait fantasmer les auteurs de science-fiction mais c'est un désert glacé dont la température moyenne est de -63 degrés Celsius et qui est pratiquement dénué d'atmosphère (610 Pa soit 6,1 mbar). Mars n'a cependant pas toujours été ce désert glacé et inhospitalier. Les planétologues décrivent une enfance de Mars très différente. Pendant les 500 premiers millions d'années, Mars aurait eu une atmosphère dense (essentiellement composée de CO2) et aurait été couvert d'océans profonds. De nombreuses traces géologiques de ce passé ont été révélées par les différentes sondes spatiales ainsi que les rovers déposés par la NASA sur le sol martien (Spirit, Opportunity et Curiosity). L'absence de champ magnétique (ou plutôt sa disparition rapide : Mars s'est refroidi beaucoup plus vite que la Terre) n'a pas permis à l'atmosphère de se maintenir. Elle a été balayée par le vent solaire. Dès lors que la pression atmosphérique a chuté et l'eau des océans s'est vaporisée. En cassant les liaisons hydrogène-oxygène des molécules d'eau le rayonnement et les particules solaires ont favorisé l'échappement des atomes d'hydrogène. L'oxygène n'a pas tardé à prendre le même chemin mais il a eu le temps d'oxyder le fer présent à la surface du sol. C'est la raison pour laquelle Mars a cette teinte orangée qui lui vaut le nom de planète rouge. De l'eau est encore présente sous forme aux pôles. Le volcanisme a dû être très actif : avec ses 25 km d'altitude le volcan Olympus Mons est à la limite de ce qu'une planète comme Mars peut supporter (isostasie). Mars porte également les traces d'une tectonique active : ainsi le canyon Valles Marineris long de 4500 km et profond de 8000 m. Contrairement à Mercure et Vénus qui n'ont pas de satellites, Mars en a deux, Phobos et Deimos. Ce sont deux gros cailloux dont la taille ne dépasse pas 30 km.
Quatre planètes telluriques très différentes les unes des autres… Mais qu'en est-il des autres planètes ? Elles se sont formées au-delà de la limite des glaces et elles ont toutes les quatre un noyau composé de roche et de glace dont la masse avoisine ou dépasse dix masses terrestres. Leur noyau massif leur a permis d'attirer l'hydrogène et l'hélium présents dans le halo protoplanétaire. C'est en particulier le cas de Jupiter et de Saturne. Uranus et Neptune, situés plus loin du Soleil, n'ont pas bénéficié de la même profusion d'hydrogène et d'hélium. (Les astronomes supposent d'ailleurs que Neptune n'a pas pu se former à cette distance du Soleil compte tenu de sa masse. Neptune a probablement migré après sa formation.) Leur coeur glacé occupe une place beaucoup plus importante (on parle de géante glacée). Elles sont toutes les quatre accompagnés d'un cortège de satellites dont certains, comme Ganymède et Titan sont plus gros que Mercure !
Jupiter et Saturne forment, à eux seuls, des petits systèmes planétaires et nous leur consacrerons ultérieurement des posts plus détaillés.
