1 ) Formation d’un disque proto-planétaire
2 ) De la proto-étoile au Soleil
II - Évolution du disque proto-planétaire
1 ) Les différentes interactions du disque
3 ) Distinction entre les planètes telluriques et gazeuses
4 ) Ce qu’il advint du reste du disque proto-planétaire
Il y a 4,6 milliards d'années, le système solaire était une nébuleuse primitive composée de gaz et de poussières qui tournait sur elle-même. Une partie au moins de ce nuage provenait des restes de l'explosion d'une étoile (supernova) beaucoup plus ancienne qui, lors de l'éjection de ses couches les plus externes, avait enrichi l'espace en éléments chimiques lourds (plus lourds que l'hélium), mais l'immense partie de ce nuage était formée d'hydrogène et d'un peu d'hélium.
Dans l'espace interstellaire, la principale force qui agit, même faiblement, est la gravité. Progressivement, sous l'effet de cette force imperceptible jusque là les atomes de la nébuleuse s'attirent les uns les autres et se concentrent. La matière ainsi accrétée a formé un nuage de plus en plus dense attirant de façon de plus en plus efficace les particules avoisinantes. Le centre de la nébulosité est soumis à la poussée des atomes extérieurs attirés vers l'intérieur. La densité et la pression y augmentent provoquant une hausse de la température suffisante pour que la poussière se vaporise.
Mise en équation de l'augmentation de la température
Si on assimile le nuage d'hydrogène à un gaz parfait, on peut lui appliquer la loi de
Boyle-Mariotte :
Avec P la pression, V le volume de gaz, n la quantité de matière, R la constante des gaz parfaits et T la température
Si l'on considère le cœur du nuage, le volume est constant et le nombre d'atomes impliqués également. Mais les atomes nouvellement accrétés " poussent " vers le centre et augmentent la pression. Puisque le volume, la quantité de matière et la constante des gaz parfaits sont constants, si la pression croît, alors la température croît également.
DONC : La température au cœur du nuage augmente à mesure que de la matière est accrétée.
En faisant une approche plus
réaliste (hypothèse que le nuage de gaz est une sphère isotherme, de densité
uniforme), on applique le théorème du viriel (dans un système en équilibre
)
AINSI le nuage en contraction convertit la moitié de son énergie potentielle en énergie cinétique
ET l'autre moitié est dissipée sous forme de rayonnement
DONC : la température du nuage croît à mesure que son rayon diminue
(c'est l'énergie gravitationnelle)
Avec M la masse de gaz, mH la masse de l’atome d’hydrogène, k la constante de Boltzmann, T la température, G la constante gravitationnelle et R le rayon de la sphère de gaz
En appliquant le théorème du viriel, on obtient :
DONC : si le rayon de la sphère de gaz décroît, la température croît.
Ce phénomène appelé effondrement gravitationnel est censé prendre moins de 100 000 ans. Le centre se comprimant plus rapidement est alors assez dense pour devenir une proto-étoile (étoile en cours de formation) qui réchauffe le gaz orbitant autour d’elle. La majeure partie de ce gaz 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, la nébuleuse s'aplatit et il se forme un disque proto-planétaire autour de la proto-étoile qui tourne de plus en plus vite.
Quand la température a atteint environ 10 millions de degrés, des réactions thermonucléaires se sont enclenchées. Celles-ci ont provoqué la fusion de l'hydrogène, quatre de ses atomes formant un atome d'hélium, en libérant de l'énergie. De la lumière est émise : le Soleil s'allume. Après un démarrage sporadique, il faudra attendre quelques millions d'années pour que les réactions thermonucléaires deviennent permanentes.
Calcul de la température nécessaire pour amorcer les réactions de fusion
Pour pouvoir fusionner les atomes d'hydrogène afin d'obtenir de l'hélium, il faut les rapprocher à une distance d'environ 10-12 m. Or ils se repoussent à cause de l’interaction forte :
Avec e la charge du proton, d la permittivité du vide et R la distance entre les charges
Pour qu'il y ait fusion, il faut donc que l'énergie thermique d'un atome soit supérieure à l'énergie potentielle à une distance inter-atomique de 10-12 m, soit :
, soit T > 107 K
Avec : k la constante de Boltzmann
T la température
La proto-étoile devient alors étoile, sa contraction cesse. Les couches les plus externes du gaz accrété ont été repoussées par son rayonnement. L’énergie du disque a rayonné et celui-ci, devenu très grand, se refroidit. Le gaz se refroidit assez pour que le métal, la roche et, assez loin de l'étoile en formation, la glace se condense en particules minuscules (environ 1% du gaz redevient de la poussière). Le Soleil est né.
Le disque protoplanétaire : constitution et futures planètes
Dans le disque proto-planétaire, les grains de poussière sont soumis aux interactions suivantes :
Les déflexions gravitationnelles dues aux rencontres mutuelles
Ces rencontres convertissent de l’énergie associée au mouvement orbital en mouvement aléatoire. En termes hydrodynamiques les interactions gravitationnelles donnent une viscosité au disque. Cette viscosité alimente le disque en énergie interne grâce au cisaillement keplerien.
Le cisaillement keplerien est la propriété qu'ont les orbites d'avoir une vitesse orbitale variable avec la distance au corps central. Dans un disque keplerien, on tourne d'autant plus vite que l'on est proche du centre. Ainsi il y a cisaillement et donc frottement. En effet, considérons deux anneaux de matière concentriques, et qui se touchent. Celui à l'intérieur tourne plus vite que celui qui est à l'extérieur. Sur la ligne de contact entre les deux, des particules lentes (appartenant à l'anneau externe) se touchent et rentrent en collision avec des particules rapides (appartenant à l'anneau interne). Ces rencontres et collisions sont à l'origine d'une viscosité (qui n'est autre qu'un transfert de quantité de mouvement), qui se traduit par un transfert de chaleur. C’est plus ou moins le même phénomène que lorsqu’on frotte une surface (mouvement lent) avec du papier de verre (mouvement rapide) : il se crée de la chaleur.
Les collisions physiques inélastiques
Elles peuvent se traduire soit par une accrétion, soit par un rebond, soit par une fragmentation. L’issue d’une collision est déterminée par la vitesse de rencontre, par la masse et par les propriétés mécaniques des corps en présence. À l’instar des déflexions gravitationnelles, les collisions convertissent de l’énergie associée au mouvement orbital en mouvements aléatoires (énergie interne du disque), mais avec une efficacité plus faible que les déflexions gravitationnelles (pour des rencontres à faible vitesse). En effet, une partie de l’énergie associée aux mouvements aléatoires est transférée aux planétésimaux eux-mêmes, sous forme d’énergie thermique, qui sera ensuite rayonnée. Les collisions remplissent donc un double rôle de réchauffement et de refroidissement du disque. Prés de l’équilibre thermodynamique, c’est avant tout le mécanisme de refroidissement qui domine.
Le frottement avec le gaz
Le frottement des planétésimaux sur le gaz (qui a une vitesse orbitale différente) se traduit par une dissipation de l’énergie interne (refroidissement) ainsi qu’orbitale (modification des orbites). Les rôles de ces différentes interactions sont résumés dans la suivante.
Résumé des transferts d'énergie
Ainsi, l'énergie orbitale se transforme en énergie thermique par frottement avec le gaz ou en énergie interne par collision et déflexions gravitationnelles. L'énergie interne se transforme alors en énergie thermique par frottement avec le gaz et par collision.
En perdant leur énergie orbitale, les grains du disque se regroupent dans un disque très étroit situé dans le plan équatorial de la nébuleuse gazeuse. Grâce à la force de gravité, les petites particules de ce disque s'attirent, se percutent, certaines sont détruites par l'impact, d'autre grossissent et attirent alors de plus en plus de matière, l'activité est plus que jamais importante, d'énormes cailloux se heurtent à des vitesses prodigieuses libérant des énergies énormes et deviennent des planétésimaux (de la taille d’astéroïdes). Ceux-ci vont s’attirer à leur tour pour former des embryons de planètes appelés proto-planètes faisant quelques centaines de kilomètres.
Deux paramètres importants contrôlent la croissance des embryons : la vitesse de libération des planétésimaux, et la vitesse relative d'impact entre ces derniers. Si la vitesse relative est supérieure à la vitesse de libération (environ 10 mètres par seconde), deux planétésimaux qui se rencontrent ne peuvent se coller et la croissance devient alors impossible. À l'inverse, si la vitesse relative est très inférieure à la vitesse de libération, le collage est possible et les embryons peuvent apparaître. Nous voyons donc qu'une condition nécessaire à l'apparition des embryons est que les vitesses relatives dans le disque de planétésimaux soient au plus de 10 mètres par seconde. Seul le plus gros corps grandit dans une région donnée du disque : étant plus massif, il attire plus efficacement les planétésimaux qui orbitent près de lui, ce qui le fait grossir à nouveau et ainsi de suite. On appelle cela l’effet boule-de-neige.
Vision d'artiste du phénomène d'accrétion
Après cette phase d’accrétion, le disque se compose de centaines d’embryons de planètes qui ont consommé tous les planétésimaux à leur portée. Ils vivent initialement séparés les uns des autres sur des orbites circulaires. Rapidement ils se perturbent gravitationnellement et leurs orbites deviennent de plus en plus elliptiques, jusqu’à ce qu’elles se croisent. Les embryons subissent alors des collisions géantes. Du fait de leur très forte masse, les fragments issus des collisions ne peuvent s’échapper des corps parents et se regroupent pour former de plus gros embryons. Certains astronomes pensent que la Lune aurait été formée à l’issu d’une telle collision géante entre la proto-Terre et un embryon voisin : une partie des fragments se seraient réacumulés pour former la Lune.
L'accrétion de ces planétésimaux est censée prendre de 100 mille à environ 20 millions d'années, l'extérieur du système solaire prenant le temps le plus long pour se former.
De la poussière aux planètes
Loin du Soleil, le disque est froid et des glaces d'eau, de méthane, d'ammoniaque et d'oxyde de carbone apparaissent. La température étant beaucoup plus élevée près du Soleil, des éléments réfractaires apparaissent tels que l'alumine, ou certains composés réfractaires du calcium, du magnésium, et des oxydes métalliques. Ainsi, la composition chimique du système solaire s'explique comme une conséquence directe des variations de température dans le disque proto-planétaire. C'est alors que l'on constate une différence :
Les corps des régions froides éloignées du Soleil captent presque toute la matière solide. De plus, la présence de glace les a rendus tellement massifs qu'ils retiennent autour d'eux de vastes nappes de gaz. Ils deviennent les planètes gazeuses que sont aujourd'hui Jupiter, Saturne, Uranus et Neptune.
Les autres planètes plus proches du Soleil attrapent le reste des éléments lourds et peu de gaz, car celui-ci, facilement repoussé par le rayonnement de la proto-étoile est trop éloigné : ce sont les planètes telluriques Mercure, Vénus, Mars et la Terre.
Pour plus de renseignements sur ces planètes voir leurs caractéristiques.
Les quatre planètes géantes ayant accumulé de nombreux planétoïdes et beaucoup de gaz se refroidissent loin du souffle ionisant du Soleil et gardent leur atmosphère primitive.
Les planètes telluriques quant à elles se refroidissent progressivement sur de longues échelles de temps (milliards d’années). Elles subissent alors de profondes transformations. Tout d’abord elles se différencient : les éléments les plus lourds (tels que les métaux) descendent vers le cœur de la planète pour en former le noyau, alors que les éléments plus légers (les silicates) restent en surface et constituent la croûte. Cependant, le refroidissement ne doit pas être trop rapide sinon cette évolution s’arrête prématurément : la présence d’éléments radioactifs joue un rôle déterminant en maintenant une température interne élevée (de plusieurs milliers de degrés) pendant plusieurs milliards d’années, rendant possible l’évolution géologique. Sans ces éléments radioactifs, la Terre aurait été une planète géologiquement morte où la vie n’aurait pu apparaître. Au cours de la phase de refroidissement, les gaz contenus dans les roches sont dégorgés du corps de la planète. Si la masse de cette dernière est suffisante, elle se pare alors d’une fine atmosphère, indispensable pour la vie. En revanche, les corps trop peu massifs (comme Mars) ne peuvent retenir leur atmosphère du fait d’une gravité insuffisante.
Entre-temps, Pluton quitta une orbite instable pour graviter seule aux confins du système solaire, croisant de temps en temps l'orbite de Neptune et des comètes qui pénétraient dans le système solaire.
Le rayonnement solaire chargé électriquement souffla les résidus ionisés de la nébuleuse primitive en l’espace de 50 millions d'années. Les quatre planètes telluriques devinrent solides et s'entourèrent d'une atmosphère en 2 millions d’années, il fallut 50 millions d’années pour aboutir à la structure de Jupiter et Saturne, 1,3 milliards d’années pour former Uranus et 4 milliards d’années pour former Neptune.
Cependant, toute la matière n'a pas été agglomérée, des millions de roches de taille variable se promènent dans le Système Solaire et bombardent sans relâche les jeunes planètes. C'est à cette époque que se forment la majorité des cratères sur les planètes telluriques. Malgré la formation des planètes, de nombreuses roches continuent donc de tournoyer sur des orbites dangereuses, heurtant parfois les planètes. Mais au fin fond du système solaire, là ou aucun corps massif n'est apparu à cause de la faiblesse de la densité, de nombreux rochers circulent lentement. A cette distance, le Soleil est trop loin pour envoyer de la chaleur, et apparaît comme une étoile banale, un simple point lumineux. Ces cailloux sont formés principalement de glace et de quelques poussières de métaux. Cette région dans laquelle ces objets gravitent s'appelle le nuage de Oort.
Près du Soleil, à environ 400 millions de kilomètres de l'étoile, certains rochers initiaux aussi ne se sont pas agglomérés pour former une planète car leur orbite à été influencé par la gravité de l'immense Jupiter. Tous ces corps qu'on appelle astéroïdes qui ne sont pas entrés en collision se sont donc rassemblés entre les orbites de Mars et de Jupiter pour former la célèbre ceinture d'astéroïdes. Ces corps sont tellement nombreux que certains entrent encore en collision avec les planètes proches du Soleil et leurs satellites comme par exemple la Terre et la Lune. Cependant, au bout de plusieurs centaines de millions d'années, les impacts diminuent progressivement parallèlement à la diminution du nombre de ces astéroïdes.