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La formation du système solaire

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Notre système solaire est quelque chose de merveilleux : 8 planètes, un Soleil, des tas d’astéroïdes, des comètes, et plein de gros cailloux qui flottent dans l'espace. Mais comment celui-ci s'est formé ? Comment les planètes se sont mises en place autour du soleil ? D'où viennent les astéroïdes ? Pourquoi les planètes gazeuses sont éloignées du Soleil alors que les planètes solides sont, elles, tout près ?

Voilà qui mérite un tutoriel !

La nébuleuse primordiale

Savoir comment s'est formé le système solaire ressemble à une véritable enquête, que les géologues et astronomes ont menée et mènent toujours. Les divers scénarios de la formation du système solaire sont essentiellement construits et simulés par ordinateur, sur la base d'indices indirects : composition chimique des planètes et des météorites, observations de systèmes planétaires et d'étoiles en formation, etc. Si les spéculations sont nombreuses, il existe des choses qui sont relativement sûres : entre autre, on sait que notre système solaire provient d'une grosse nébuleuse.

La nébuleuse

Une nébuleuse est un gros nuage de gaz et de poussières, qui "flotte" quelque part dans l'espace. Elle est essentiellement composé d'hydrogène et d'hélium gazeux. Hydrogène et hélium sont souvent ionisés, c'est-à-dire que les atomes ont perdu ou gagné des électrons. À côté des gaz, on trouve aussi de petites particules solides, composées de glace, de silicium, ou d'autres éléments chimiques relativement rares.

Image de la nébuleuse de l'aigle, localisée dans la constellation du serpent. Crédit de l'image : NASA

Plusieurs types de nébuleuses

On trouve des nébuleuses dans toutes les galaxies, à divers endroits. Mais toutes les nébuleuses ne donnent pas naissance à des étoiles : certaines sont d'ailleurs les vestiges d'étoiles en fin de vie. Les nébuleuses peuvent se classer en deux grands types :

  • les résidus d'étoiles mortes, comme les résidus de supernovas, les vestiges de géantes rouges (nébuleuses planétaires), ou les bulles de Wolf-Rayet ;
  • les régions HI et HII, composées d'hydrogène (ionisé ou non) ;
  • et les nébuleuses qui donnent naissance à des étoiles ou des planètes, les nuages moléculaires.

Nuages moléculaires

Ces nuages moléculaires sont tous composés en majorité d’hydrogène, qui se condense en molécules de dihydrogène (formule chimique H2). Généralement, ces nuages sont des nuages moléculaires géants, d'une masse 10 000 fois plus importante que notre Soleil. Mais il existe quelques nuages moléculaires qui ont une masse d'à peine 10 à 100 fois celle du Soleil : ce sont les globules de Bok. Les deux peuvent former des étoiles.

Pour que l’hydrogène se condense en dihydrogène, et forme donc un nuage moléculaire, il faut Qu'il respecte quelques conditions. Premièrement, il faut que le gaz soit assez froid : si il fait trop chaud, les molécules de dihydrogène sont cassées par l'agitation thermique. Et à ce petit jeu, la température d'un nuage moléculaire est extrêmement froide : à peine 10 degrés de plus que le zéro absolu (-273,15°C) !

Ensuite, il faut que que le nuage soit assez dense : les molécules d'hydrogène doivent se croiser de suffisamment près pour fusionner en dihydrogène, ce qui n'est pas possible dans des nuages trop diffus. D'ailleurs, il arrive que certains nuages moléculaires soient denses au point d'être opaques : la lumière des étoiles ne passe pas au travers et ceux-ci forment de véritables taches noires quand on braque un télescope dessus.

L'effondrement du nuage

Nous sommes donc au début de notre histoire, mais il manque quelque chose pour transformer notre nuage en étoile et en planète. Pour donner naissance à une étoile et des planètes, ce nuage de gaz doit s'effondrer sur lui-même à cause de la gravité. Les particules de gaz et de poussière vont alors se rapprocher les unes des autres. Une partie de ce nuage effondré formera une grosse boule de gaz : une future étoile. Le reste du nuage formera planètes et astéroïdes.

Pression et gravité

Mais tous les nuages moléculaire ne s'effondrent pas : quelque chose les empêche de s'effondrer. Ce quelque chose, c'est la pression. On peut faire une analogie avec un ballon rempli de gaz : le gaz a tendance à vouloir s’étendre et à pousser sur les parois de son contenant, tout comme le gaz d'une nébuleuse a tendance à vouloir s'étendre et à repousser le milieu qui l'entoure. Cette force de pression contrecarre la gravité.

Cette pression a diverses origines, la première étant l'agitation thermique des molécules du gaz. La seconde raison est que le nuage possède un faible champ magnétique (comme un aimant), qui crée une force de pression magnétique contrant la gravité. Enfin, ces nuages moléculaires tournent sur eux-mêmes, et cette rotation s'oppose à la gravité. Cette rotation a aussi tendance à aplatir très légèrement les nuages moléculaires.

Causes de l'effondrement

Cette pression doit être contrecarrée d'une manière ou d'une autre pour que le nuage s'effondre. Dans certains cas, le nuage s'effondre quand il a atteint une masse suffisante pour contrecarrer les effets de la température, du champ magnétique, et de la rotation du nuage. Cette masse critique s'appelle la masse de jeans, et on peut la calculer à partir des caractéristiques du nuage moléculaire.

Une autre méthode pour faire s'effondrer un nuage moléculaire consiste à diminuer la pression magnétique. Typiquement, des interactions avec le champ magnétique de la matière qui entoure le nuage peuvent faire fuir l'énergie magnétique vers l'extérieur : la pression magnétique diminue et le nuage peut s'effondrer.

Une autre méthode dépend du fonctionnement des galaxies spirales, qui ont des bras qui tournent autour d'un noyau central. Les nébuleuses sont présentes dans toute la galaxie, y compris en dehors des bras : le gaz d'une galaxie forme une sorte de halo plus ou moins sphérique. Lorsqu'un nuage de gaz rencontre un bras spiral qui se déplace, celui-ci va être soumis à des forces de pression en provenance du bras, qui vont le compresser et vont donc le faire s'effondrer sur lui-même. Les étoiles naissent ainsi en entrée du bras, et meurent en sortant du bras. C'est ainsi que les bras spiraux se déplacent : par naissance et mort des étoiles qui le constituent.

Mais il existe une autre méthode : créer des zones de surdensité dans le nuage. Et le meilleur moyen pour cela est de compresser le nuage. Des collisions entre galaxies ou entre nuages voisins sont souvent une cause de compression des nuages moléculaires. Dans le cas de notre Soleil, on pense que la cause de la compression du nuage est l'explosion d'une supernova à proximité d'un nuage moléculaire. L'onde de choc de la supernova a compressé une partie du nuage, causant des surdensités qui ont donné naissance à notre système solaire.

L'effondrement de la nébuleuse primordiale

La nébuleuse a enfin décidé de s'effondrer sur elle-même. Mais cet effondrement n'est pas vraiment une implosion : il s'agit plus d'une fragmentation de la nébuleuse en plusieurs gros nuages de gaz. Ces nuages de gaz vont ensuite se diviser eux-mêmes en nuages plus petits sous l'effet de la gravité, et ainsi de suite. D'un gros nuage de gaz de 100 à 100 000 fois la masse du Soleil, on se retrouve avec de petits nuages de gaz qui donneront chacun une étoile avec un cortège de planètes. Toutes ces étoiles resteront groupées et formeront un amas ouvert.

Par la suite, les étoiles de l'amas ouvert s'éloigneront et se disperseront progressivement. En effet, les étoiles ne tournent pas à la même vitesse autour du centre de la galaxie, et cette différence aura tendance à éloigner les étoiles de l'amas les unes des autres. La gravité luttera contre cette dispersion, mais elle ne remporte la bataille que sur de faibles distances. Ainsi, des groupes de deux ou trois étoiles liées par la gravité se formeront : on parle respectivement d'étoiles binaires et trinaires.

Protoétoile

La contraction du nuage de gaz a aussi une autre conséquence : le nuage va chauffer. Quand on compresse un gaz, sa température augmente. C'est un phénomène physique assez classique, qu'on illustre souvent par analogie avec une pompe à vélo. Si vous bouchez l'ouverture d'une pompe à vélo et pompez quand même, vous verrez que l'embout de la pompe chauffera. Cette augmentation de température a surtout lieu au centre du nuage de gaz, là où se trouvera le futur Soleil ou la future étoile.

Cette augmentation de température va produire de la lumière. Au commencement, la lumière générée par l'échauffement du nuage pourra s'échapper du nuage assez facilement : le nuage n'est pas assez dense pour devenir opaque. Par la suite, le nuage devenant de plus en plus dense avec la contraction, il finira par devenir opaque : la lumière ne pourra pas s'échapper du nuage. L'augmentation de température devient alors nettement plus rapide, vu que la lumière est prisonnière.

Image de Xenoforme, GFDL et CC-BY-SA 3.0, wikipédia espagnol

Naine brune

Si la masse du nuage n'est pas suffisante, la température au centre de l'étoile ne permettra pas aux noyaux d'hydrogènes de fusionner pour donner de l'hélium. Au tout début, il y aura bien fusion de noyaux de deutérium, mais ces réactions prendront rapidement fin. A terme, aucune réaction de fusion nucléaire ne s'enclenchera dans le nuage. Il se forme alors une naine brune, un amas de gaz sans réactions nucléaires, très peu lumineux, qui se refroidit rapidement. Cela arrive quand la masse de la proto-étoile est inférieure à 8% de la masse du soleil.

Une étoile est née

Mais si la masse est suffisante, la température au centre de la protoétoile atteindra une valeur telle que des réactions de fusion nucléaire s'enclencheront au centre du nuage : une étoile est née. A ce moment-là, le vent solaire (un flux de particule émis par l'étoile) se met en place et souffle le gaz proche de l'étoile. Le gaz se raréfiant près de l'étoile, il redevient transparent à la lumière de la protoétoile, qui devient alors visible. La lumière va alors ioniser les restes du nuage moléculaire, dont les molécules se cassent en ions H+ : le nuage moléculaire devient alors un nuage H2.

Au même moment, l'étoile émet des jets de gaz à ses pôles. Ces jets sont dus à l'augmentation de la vitesse de rotation des gaz de l'étoile lors de la contraction, couplé à l'échauffement de l'étoile. Le tout forme un objet de Herbig-Haro.

Image de Stanlekub, adaptée d'une image de Gmaxwell, GFDL 1.2, wikicommons

Le disque protoplanétaire

Le nuage de gaz qui donnera naissance au Soleil tournait sur lui-même avant de s'effondrer. Et cela a une conséquence assez imprévue : sa vitesse de rotation va augmenter lors de l'effondrement (à cause de ce que l'on appelle la conservation du moment cinétique). L'augmentation de la vitesse de rotation va alors aplatir le nuage, qui prend alors la forme d'un disque de poussières et de gaz : un disque protoplanétaire s'est formé.

Vision d'artiste d'un disque protoplanétaire, image libre de droits - NASA

Évolution chimique

Avec l'arrêt de la contraction du nuage, le disque va refroidir peu à peu et ses gaz vont se condenser : une partie va se solidifier, tandis que le reste restera du gaz. À ce moment là, de nombreuses réactions chimiques vont commencer à se produire. Suivant leur point de fusion et de vaporisation, tous les éléments chimiques ne réagiront pas. En effet, la température ne sera pas uniforme dans tout le disque protoplanétaire : les zones proches du Soleil étant chauffée par sa lumière.

Les éléments chimiques dits réfractaires forment des liaisons chimiques à haute température, et ont un point de fusion très élevé. Ces éléments réfractaires vont ainsi se condenser sans trop de problèmes dans les zones proches du Soleil. On en trouve des traces dans des minéraux riches en calcium et aluminium, qu'on trouve dans des météorites formées en même temps que le système solaire.

Les éléments à faible point de fusion ne pourront pas se solidifier près du Soleil à cause de la chaleur : ils seront relégués loin du Soleil. Ainsi, les gaz et autres matériaux peu denses seront relégués à la frontière du disque à cause de la température. Les éléments denses, plus lourds, ne seront pas chassés par les hautes températures et la pression, et resteront près du Soleil. Pour résumer, le silicium, le fer, le magnésium, et l’oxygène vont rester proches du Soleil, et donner des planètes solides. Le méthane, l’ammoniac, l'hydrogène, l'hélium vont s'éloigner du Soleil et donneront des planètes gazeuses.

Accrétion

Avec le refroidissement du disque, une partie du gaz va se condenser en petits grains de roche et de glace de quelques millimètres. Le disque ressemble alors à un véritable billard de grains de poussière qui tournent plus ou moins dans le même sens. L'ensemble ressemble un peu aux anneaux de Saturne, mais en bien plus grand.

Ces grains vont ensuite se rapprocher par gravité et vont se coller les uns aux autres, pour donner des petits astéroïdes de moins d'un kilomètre de diamètre : les planétésimaux. Les grains sont faiblement retenus vu que la gravité est trop faible pour les coller ensemble. Ce collage des grains fait intervenir des forces électromagnétiques qu'on appelle les forces de Van der Waals.

Par la suite, ces planétésimaux vont se rapprocher par gravité pour devenir de plus en plus gros. Les gros corps vont alors avoir un net avantage : leur poids supérieur fait qu'ils attireront les corps avoisinants par gravité. Les gros astéroïdes vont donc grossir de plus en plus, à force de collisions avec les astéroïdes plus petits, et deviennent de plus en plus gros. Cette phase va durer 10 000 à 100 000 ans. Le résultat sera des embryons de planètes de plusieurs milliers de kilomètres de diamètre.

Ces embryons de planète vont alors grossir en attirant vers eux les planétésimaux restants. Leur gravité imposante fait que les embryons de planète vont littéralement aspirer tout les petits corps qui passent à proximité d'eux. Ensuite, les embryons de planètes vont s'attirer les uns les autres et les collisions entre embryons de planète seront fréquentes. Ces collisions permettent aux embryons de fusionner entre eux, pour former de vraies planètes.

Planètes telluriques et gazeuses

Pour les planètes telluriques, ce processus s’arrêtera là. Elles attireront une faible quantité de gaz, qui servira de première atmosphère. Mais leur faible gravité ne sera pas suffisante pour conserver cette atmosphère, qui sera rapidement soufflée par le vent solaire.

Pour les planètes géantes, la distance du soleil diminue l'influence du vent solaire. De plus, leur noyau rocheux est beaucoup plus lourd. Au-delà de 4 à 5 fois la masse de la Terre, le noyau a une gravité suffisante pour conserver cette athmosphère. Cette atmosphère de gaz va alors surplomber le noyau composé de roches et de glace : une planète gazeuse géante est née.

Dans le cas de Jupiter et de Saturne, c'est essentiellement l'hydrogène qui va servir d’atmosphère, alors que l’atmosphère d'Uranus et Neptune est composée d’hélium et de méthane. Uranus et Neptune ont aussi une autre particularité : leur noyau rocheux est surplombé par de la glace, composée d'eau, d'ammoniac, et de méthane solidifiés.

Structure interne des planètes gazeuses du système solaire. Image de la NASA

Vestiges

De nos jours, il reste des vestiges du disque protoplanétaire dans notre système solaire : astéroïdes, comètes, et autres corps du même genre. Ceux-ci peuvent ainsi nous donner des indices sur ce qu'il s'est passé dans le disque. Plus particulièrement, une classe de météorites spécifique s'est formée avec ce qui restait du disque une fois les premiers planétésimaux formés : les chondrites.

Ces chondrites se sont formées dans la partie interne du disque, là où les planètes telluriques se sont mises en place. En conséquence, elles sont composées de silicates, avec parfois un peu de calcium ou de magnésium, de Fer et de Nickel. Elles contiennent des petites billes de silicates, les chondrules, qui sont noyées dans une matrice homogène. Ces chrondrules contiennent des minéraux comme l'olivine ou le pyroxène et des inclusions de minéraux sensibles à la chaleur, comme de l'anorthite. Certaines de ces chondrules contiennent d'ailleurs des inclusions riches en Calcium et Aluminium, résultat des premières condensations des éléments réfractaires.

Chrondrite

Si leur composition chimique est identique à celle du disque protoplanétaire, leur composition minéralogique ne l'est pas. Il faut dire qu'avec les hautes températures, ces chondrites ont été métamorphisées de l'intérieur : on trouve ainsi des traces d'eau dans certains minéraux des chondrites, alors que ces minéraux hydratés n'existaient pas dans le disque. De plus, les chocs avec les autres astéroïdes ont causé la formation de minéraux qui n'existaient pas dans le disque original.

La formation des planètes

Toutes les planètes telluriques ont été intégralement fondues peu après leur formation, il y a 4,5 milliards d'années. La chaleur qui a fait fondre les planètes telluriques a diverses origines. Premièrement, toutes les planètes telluriques contiennent des éléments radioactifs, dont la désintégration produite de la chaleur. Ce mécanisme est toujours en cours à l'heure actuelle dans la majorité des planètes telluriques, mais il a été nettement plus important lors de la formation des planètes : les éléments radioactifs étaient alors plus nombreux, leur nombre ayant diminué progressivement à la suite des désintégrations.

Deuxièmement, les planétésimaux qui se sont crashés sur ces planètes ont fourni une partie de la chaleur : l'énergie cinétique des météorites se transforme en chaleur lors de l'impact. Vu qu'au début du système solaire, ces impacts étaient nombreux, ils étaient suffisants pour faire fondre une portion des planètes telluriques.

Pour les petites planètes, comme Mercure, cette création de chaleur a rapidement cessé, par manque de combustible radioactif. La planète s'est alors rapidement refroidie, sans vraiment générer de volcanisme. En se refroidissant, Mercure s'est contractée, donnant naissance à des failles sur sa surface. Mais sur les autres planètes, le volcanisme a fait son œuvre et a masqué la contraction thermique. Mieux : les planètes telluriques suffisamment massives, comme Vénus ou la Terre, sont encore suffisamment chaudes pour avoir un volcanisme à l'heure actuelle.

Différenciation planétaire

Si vous regardez l'intérieur des différentes planètes telluriques, vous remarquerez facilement que celui-ci est composé d'au moins trois grandes couches concentriques, aux compositions chimiques et propriétés physiques différentes :

  • une croute et un manteau de silicium et d’oxygène ;
  • et un ou plusieurs noyaux en Fer, avec un peu de Nickel.

Structure interne des planètes telluriques du système solaire. Image de la NASA.

Cela provient d'un mécanisme de différenciation : les éléments chimiques se sont répartis à des profondeurs différentes dans l'océan de magma. Ce processus a commencé dans les planétésimaux : quand ceux-ci ont commencé à avoir une grande taille, leur température était suffisante pour les faire fondre, et les différencier. Ce processus s'est poursuivit à l'intérieur des planètes telluriques, avec des résultats différents sur chaque planète.

Causes physiques et chimiques

Une première cause de cette différenciation est la densité : les éléments denses et lourds sont tombés, alors que les éléments légers ont flotté à la surface. En conséquence, Fer, Nickel, et autres éléments métalliques lourds sont tombés vers le centre de la planète. Mais les silicates légers sont restés dans les couches supérieures. Enfin, certains matériaux très légers ont surnagé à la surface du magma, donnant naissance à une première version de la croûte.

Une seconde raison tient au fait que certains éléments chimiques forment plus facilement des liaisons avec le silicium, d'autres pour le fer, d'autres encore pour l'oxygène, etc. Les éléments qui ont une affinité avec le silicium ont tendance à rester dans les couches supérieures, alors que ceux qui aiment le Fer tombent avec lui. Par exemple, l'Uranium et divers autres éléments radioactifs ont tendance à se lier avec les silicates : on les retrouve donc dans la croûte, et notamment dans la croûte continentale.

Formation du noyau

Le noyau s'est donc formé progressivement par la chute du Fer et du Nickel au centre de la Terre. À l'heure actuelle, le modèle en vigueur dit que le Fer et le Nickel se sont combinés entre eux, pour former divers composés chimiques. Ces composés n'étant pas solubles dans le magma de silicates fondus, ceux-ci ont formé des gouttes de métal, qui sont lentement tombées au centre de la planète.

Par la suite, le noyau a progressivement refroidi. Il faut dire que les matériaux radioactifs ne se lient pas facilement au Fer et au Nickel. En conséquence, ceux-ci restent dans le manteau. Le noyau n'étant pas chauffé de l'intérieur par manque de combustible nucléaire, ses couches internes refroidissent progressivement.

Les parties internes du noyau se solidifient en premier, ce qui fait que le noyau se solidifie de l'intérieur. Pour les autres planètes que la Terre, ce processus a totalement solidifié le noyau : les noyaux de Mercure, Vénus, Mars, sont totalement solides. Dans le cas de la Terre, ce refroidissement n'a pas encore solidifié tout le noyau, ce qui fait qu'il est composé de deux couches : un noyau externe liquide, et un noyau interne solide.

Les vestiges

On trouve des traces de différenciation non seulement dans la structure interne des planètes, mais aussi dans certains gros astéroïdes qui ont été suffisamment massif pour fondre. Certaines météorites, les achrondrites, se sont formées à partir des couches mantelliques et crustales de ces astéroïdes ou des planètes telluriques. Elles sont donc composées essentiellement de silicates.

D'autres météorites différenciées, les sidérites, sont composées de Fer et de Nickel. Elles proviennent donc du noyau de petits astéroïdes, qui se seraient totalement explosés à la suite d'un impact un peu trop violent avec plus gros qu'eux.

Enfin, on trouve quelques autres météorites spéciales :

  • les pallasites, composées de cristaux d'olivine plongés dans une matrice métallique qui se sont formés entre le manteau et le noyau ;
  • et les mésosidérites, à l'origine plus incertaine.

Évolution de la croûte terrestre

Une fois que les planètes ont suffisamment refroidi, une croûte s'est formée à la surface de l'océan de magma. Cette croûte était chimiquement similaire à la croûte océanique actuelle. À peu près à la même époque, l’atmosphère s'est mise en place.

Tectonique des plaques

Sur les autres planètes que la Terre, la tectonique des plaques ne s'est pas mise en place. Il n'y a que sur Terre que la tectonique des plaques est apparue. Mais la tectonique des plaques de l'époque était différente de l'actuelle : la Terre était plus chaude, le manteau plus fluide, et cela avait des conséquences. Les plaques devaient être beaucoup plus petites et nombreuses. Les mouvements des plaques étaient nettement plus rapides, ce qui fait que les plaques se recyclaient très vite.

Image de Bkilli1, wikicommons, CC-BY-SA 3.0

Formation des continents

Si des continents se sont formés sur Terre, ce n'est pas vraiment le cas sur les autres planètes telluriques. Les premiers continents semblent dater d'il y a 4 milliards d'années, si l'on en croit l'analyse de zircons datés de cette période. La majorité de la croute continentale se serait formée entre 4 et 3 milliards d'années, même si seul 5 à 10% de la croute actuelle a été préservée.

Certains pensent que les premiers continents se seraient formés par accumulation de magma à la suite d'un volcanisme localisé. Certains expliquent ces épanchements de lave par un volcanisme de point chaud. D'autres l'expliquent par la subduction de plaques océaniques : les plaques de l'époque auraient alors fondus lors de la subduction, donnant naissance à de grandes quantités de lave.

D'autres pensent enfin que les premiers continents seraient nés de l'accumulation et de la compression d'arcs océaniques, des chaines de volcans qui naissent lors de la subduction de deux plaques. En se déplaçant sous l'effet de la tectonique, ces arcs volcaniques se seraient rencontrés et auraient fusionné pour donner une ébauche de croûte continentale. Il existe des traces de ces sutures d'arcs océaniques dans certaines cratons, sous la forme de ceintures de roches vertes.

Quelques indices expérimentaux et la géologie isotopique nous disent que les continents ont grandit progressivement au cours du temps, avec quelques sursauts épisodiques qui ont rapidement augmenté la surface des continents. Il y aurait eu cinq grandes poussées de croissance continentales au cours des temps géologiques, avec une faible croissance entre les poussées.

Ces protocontinents étaient au départ formés de roches de la croûte océanique : péridotites, basaltes, etc. Par la suite, des processus métamorphiques et magmatiques ont transformé cette croute en croute continentale (granitique essentiellement). Les protocontinents sont entrés en collision les uns avec les autres, et se sont unifiés en continents plus gros.Les protocontinents sont entrés en collision les uns avec les autres, et se sont unifiés en continents plus gros. Lors de ces collisions, les roches des continents ont rapidement été métamorphisées, et refusionnées : les premiers granites sont apparus. Progressivement, la totalité des continents s'est vu subir ce traitement, transformant la totalité de la croute en roches métamorphiques et granitiques.

Naissance de l’atmosphère

Mercure, la Lune, et d'autres corps légers du système solaire, n'ont jamais eu d'atmosphère : leur gravité est trop faible pour maintenir des gaz à leur surface. Pour les autres planètes, la première atmosphère était composée de gaz résiduels, provenant du disque protoplanétaire, surtout de l'hélium et de l'hydrogène. Pour les géantes gazeuses, éloignées du Soleil, le vent solaire n'a pas pu disperser cette atmosphère. Sur les autres planètes, le vent solaire a littéralement soufflé celle-ci, la faisant disparaître.

Sur les planètes telluriques, le volcanisme a émis une grande quantité de gaz contenu dans le manteau, formant une seconde atmosphère composée de CO2, vapeur d'eau, et SO2. Celle-ci a perduré : elle était composée d'atomes et de molécules plus lourdes, que le vent solaire a eu du mal à souffler. La formation du champ magnétique des planètes a fourni une protection supplémentaire contre le vent solaire. Sur Terre, une grande quantité d'eau est sortie du manteau, sans compter la part apportée par les météorites. Cette vapeur d'eau s'est alors condensée en nuages, avant de retomber en pluie sur le sol : les premiers océans étaient nés.

Evolution gravitationelle du système solaire

Il ne faut pas croire que les planètes occupent l'orbite sur laquelle elles se sont formées : en réalité, elles se sont formées assez loin de leur orbité actuelle, et ont migré progressivement pour arriver sur leur orbite. Ces migrations proviennent d'interactions gravitationnelles, soit avec le disque protoplanétaire, soit avec d'autres planètes, soit avec l'étoile.

Migrations de type 1

Les planètes s’attirent entre elles, rendant leurs trajectoires assez chaotiques sur le long terme, et ces interactions vont éjecter certaines planètes hors de leur orbite. De plus, les planètes vont "frotter" contre le disque interplanétaire. Pour les grosses planètes, comme Jupiter, ce phénomène ne dure qu'un temps. Rapidement, la planète fait le vide autour d'elle : elle fait un véritable trou circulaire dans le disque, réduisant les possibilités de frottement.

Ce frottement est partiellement dû à des ondes de densité que la planète va former lors de son parcours du disque : lors de son passage, la planète va attirer vers elle les astéroïdes situés sur des orbites proches, astéroïdes qui s'écarteront ensuite une fois la planète éloignée. Ces ondes de densité vont attirer la planète, réduisant sa vitesse. À cause de ce phénomène, la planète ralentit, et se rapproche donc de l'étoile : on parle de migration de type 1.

Modèle de Nice

Le modèle qui explique au mieux la mise en place des orbites du système solaire à l'heure actuelle est le Grand Tack. Mais celui-ci est assez compliqué, aussi je vais vous parler d'un modèle antérieur, sur lequel se base le Grand Tack : le modèle de Nice.

Déroulement

D'après ce modèle, toutes les planètes ont commencé par être éjectées vers l'extérieur à la suite d'interactions avec des planétésimaux. Les planètes géantes, ont été le moteur de ce mouvement général. De par leur gravité, elles ont attiré vers elles les planètes telluriques quand elles ont étés éjectées vers l'extérieur.

Seule Jupiter a été projetée vers l'intérieur. Jupiter et Saturne sont alors entrés dans un phénomène gravitationnel dit de résonance orbitale. Leur orbite s'est alors subitement modifiée, devenant nettement plus courbe. En conséquence, les planètes géantes ont alors été éjectées sur des orbites plus aplaties. Sur ces orbites, Neptune et Saturne ont alors creusé le disque protoplanétaire qui était en place, envoyant presque tous les astéroïdes vers l'intérieur du système solaire. Par la suite, diverses interactions remettent les planètes sur des orbites quasi circulaires.

Modèle de Nice - Image d'Astromark, wikicommons, GFDL et CC-BY-SA 3.0

Grand bombardement tardif

Le modèle de Nice permet d'expliquer pourquoi, aux alentours de 600 millions d'années d'existence, le taux de chute d’astéroïdes a fortement augmenté. À cette période, les planètes ont reçu un véritable bombardement d’astéroïdes, qui était nettement plus violent qu'auparavant : ce phénomène a été appelé le grand bombardement tardif. Cela provient du fait que les astéroïdes déplacés par Neptune et Uranus sont retombés vers l'intérieur, sur les planètes telluriques. Cela explique aussi pourquoi les régions de Neptune et Uranus sont relativement pauvres en astéroïdes, et pourquoi les planètes géantes sont riches en satellites.


Cette histoire se termine avec l'apparition de la vie sur la Terre. Mais ceci, est une autre histoire.

15 commentaires

Bon, j'ai lu le tutoriel en entier. Il y a indéniablement du contenu de qualité, mais… comment dire ça sans paraître méchant ? Je sais que tu es censé être le gourou de la pédagogie et tout, mais manifestement, ça ne marche pas avec moi. :( Ce n'est pas lié au sujet, puisque ça me fait cet effet sur tous tes tutos sans exception : au bout de quelques phrases, je décroche, j'ai l'esprit attiré ailleurs. En fait, je suis obligé, en quelque sorte, de me battre avec tes cours pour arriver à en voir le bout. Et je n'arrive pas à déterminer avec certitude d'où ça vient.

Je pense que c'est lié au fait que tu mélanges allégrement répétitions insensées et omissions. D'un côté, tu utilises des notions non évidentes comme si elles allaient de soi : c'est quoi le vent solaire ? Pourquoi se forme-t-il à tel moment et pas à tel autre ? Comment se forme-t-il ? Pourquoi le champ magnétique peut-il le contrecarrer ? Etc. D'un autre côté, tu peux passer un paragraphe entier à répéter la même phrase sous différentes tournures avant de répéter encore les mêmes informations dans deux autres sections du tuto.

Bref… Je ne te veux aucun mal. Mais comme tu as une production effrénée, que tu présentes rarement à la critique en bêta, et encore l'y laisses-tu bien peu de temps, comme d'autre part tu sembles être un auteur assez apprécié, je voudrais savoir si je suis le seul à ressentir cette gêne (profonde) vis-à-vis de ton style rédactionnel.

Sinon, dernier détail : « supernovæ » est un pluriel, latin de surcroît, qui doit donc être mis en italique (ou encore mieux, remplacé par le pluriel français « supernovas »). Or, tu l'utilises en plusieurs endroits comme un singulier.

#JeSuisGrimur #OnVautMieuxQueÇa

+9 -4

Bon tutoriel. J'ai particulièrement apprécié la seconde partie, qui m'a semblé plus facile à lire. Mais j'ai quand même quelques remarques et questions :p

  • Dans la première partie, tu dis que ionisé correspond à +1 ou -1 électron. C'est peut-être le cas ici, mais la définition serait plutôt "un ou plusieurs électrons".
  • Dans la même partie, tu qualifies le silicium de rare. Il pourrait être intéressant de rajouter un point d'information ici, puisque le silicium représente 30% des atomes sur Terre.
  • Je ne comprends pas comment on peut "diminuer la pression dûe au champ magnétique". Tu aurais un lien pour ça ?
  • Quelques fautes de frappe. "La nébuleuse a afin (enfin)", "En(au) commencement)"
  • Je trouve le passage sur les réactions nucléaires un tout petit peu rapide. Tu dis qu'elles ont lieu (et augmentent la pression lumineuse), mais pas qu'elles créent les élements plus lourds, et ensuite tu passes directement aux réactions chimiques utilisant ces élements.
  • "plus un corps est massif, moins il gagne de masse supplémentaire rapidement". Je ne suis pas sûr de bien comprendre ici. Tu parles de gain relatif de masse ? De gain absolu ? Et c'est bien dû au fait que les astres les plus massifs ont déjà "absorbé" la matière environnante ?
  • Tu dis que les autres planètes telluriques n'ont qu'une plaque. Ça a toujours été le cas, ou c'est une conséquence de leur refroidissement ?
  • Pour la conservation de l'atmosphère, il me semble que le champ magnétique de la planète a également un rôle. Tu ne le mentionnes pas du tout. Même si c'est débattu, je pense que ça pourrait être intéressant.

Je répondrais aux remarques de Dominus Carnufex plus tard : il faut que je relise le tutoriel pour voir s'il y a réellement de grosses omissions et répétitions - chose que j'avais pourtant surveillé lors de la rédaction, mais j'ai visiblement du en laisser passer quelques unes (celle sur le vent solaire, comme tu l'as fait remarquer). Après, certaines d'entre elles sont volontaires : par exemple, vers la fin, je considère comme acquis ce qui a été vu en géologie au lycée (tectonique des plaques, etc). Mais je suis cependant certain que quelqu'un qui a l'habitude de lire de la vulgarisation scientifique n'aura pas trop de problème lors de la lecture de ce tutoriel.

  • Je ne comprends pas comment on peut "diminuer la pression dûe au champ magnétique". Tu aurais un lien pour ça ?

Rockaround

Il me semble que j'avais lu quelque chose dans ce docuement, à vérifier : Star formation, now and then : the role of magnetic fields.

  • Je trouve le passage sur les réactions nucléaires un tout petit peu rapide. Tu dis qu'elles ont lieu (et augmentent la pression lumineuse), mais pas qu'elles créent les éléments plus lourds, et ensuite tu passes directement aux réactions chimiques utilisant ces éléments.

Rockaround

Attention : le Soleil n'est pas assez massif pour que les éléments lourds soient synthétisés (sauf lors de sa fin de vie) et encore moins pour qu'ils soient mis à disposition des planètes. Ceux-ci sont synthétisés dans d'autres étoiles, et disséminés dans l'espace lors des supernovas. Les éléments lourds présents dans le système solaire ont été crées à l'extérieur de celui-ci (le système solaire a ramassé les miettes).

  • "plus un corps est massif, moins il gagne de masse supplémentaire rapidement". Je ne suis pas sûr de bien comprendre ici. Tu parles de gain relatif de masse ? De gain absolu ? Et c'est bien dû au fait que les astres les plus massifs ont déjà "absorbé" la matière environnante ?

Rockaround

Valeur absolue, et c'est réellement causé par le fait qu'un corps massif fait le ménage.

  • Tu dis que les autres planètes telluriques n'ont qu'une plaque. Ça a toujours été le cas, ou c'est une conséquence de leur refroidissement ?

Rockaround

La phrase utilisée dans le tutoriel est : "Sur les autres planètes que la Terre, la tectonique des plaques ne s'est pas mise en place". Cela répond à ta question. Après, pour ce qui est de savoir pourquoi, c'est encore en débat. On suppose que le manque d'eau sur ces planètes a du jouer un rôle (elle aurait servi de lubrifiant pour les plaques et pour faciliter la fusion du manteau). La faible taille de certaines planètes, et donc le manque de chaleur interne qui en découle, a aussi du jouer pour Mercure (mais je tiens à signaler qu'il y a des traces de volcanisme sur toutes les planètes telluriques).

  • Pour la conservation de l'atmosphère, il me semble que le champ magnétique de la planète a également un rôle. Tu ne le mentionnes pas du tout. Même si c'est débattu, je pense que ça pourrait être intéressant.

Rockaround

Je ne savais pas. Merci pour la remarque.

Édité

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Staff

La phrase utilisée dans le tutoriel est : "Sur les autres planètes que la Terre, la tectonique des plaques ne s'est pas mise en place". Cela répond à ta question. Après, pour ce qui est de savoir pourquoi, c'est encore en débat. On suppose que le manque d'eau sur ces planètes a du jouer un rôle (elle aurait servi de lubrifiant pour les plaques et pour faciliter la fusion du manteau). La faible taille de certaines planètes, et donc le manque de chaleur interne qui en découle, a aussi du jouer pour Mercure (mais je tiens à signaler qu'il y a des traces de volcanisme sur toutes les planètes telluriques).

En fait, cette question est incroyablement complexe. Il y a un papier de Sleep (2000) qui pose un peu quelques questions clés sur le sujet. Même si la réflexion est pas parfaite et qu'on a progressé depuis, ce papier reste à mon avis intéressant pour se faire une idée générale sur la question.

I don't mind that you think slowly, but I do mind that you are publishing faster. – W. Pauli

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Hello,

Je n'ai pas encore lu la totalité du tutoriel, mais le sujet m'intéressant énormément, je compte bien le faire !

Juste une petite remarque sur cette citation :

je considère comme acquis ce qui a été vu en géologie au lycée (tectonique des plaques, etc).

Mewtow

J'imagine que tu parles du baccalauréat S, mais n'oublie pas que ce site n'est pas seulement visité par des S… de même que les S n'ont pas forcément eu des cours de SVT (c'est mon cas, je suis issu d'un bac S-SI1) ;)


  1. Sciences de l'Ingénieur 

A graphical interface is like a joke: if you have to explain it, that's shit. | Les logiciels Deuchnord

+8 -0
Staff

Très bon tutoriel, que je trouve bien écrit et pédagogiquement clair (en dépit des impressions de quelque autres membres, mais j'imagine que la sensibilité de chacun à un style particulier y est pour beaucoup :) ), et qui a le mérite de nous faire rêver.

+1 -0

J'ai lu et énormément apprécié ce tutoriel. Je n'ai personnellement aucun problème avec le style pédagogique de Mewtow, bien au contraire ! Après je sais que chacun a ses facilités et difficultés avec certaines méthodes, mais j'aime beaucoup lire les tutos de Mewtow qui sont toujours AMHA très clairs et très travaillés, félicitations. :)

Avec les compléments du jury lecteur !

Le hasard n'est que le nom donné à notre ignorance et n'existerait pas pour un être ominscient., Émile Borel

+3 -0
Staff

J'ai (enfin) lu le tuto. C'est clair, c'est détaillé, c'est bien. ^^

Je me pose tout de même une question : le pression de Fermi ne joue-t-elle pas un rôle dans le cas du Soleil ? Je sais qu'elle est très importante dans le cas des étoiles à neutron et des naines blanches (pas pour les mêmes raisons, bien sûr), mais je ne sais pas ce qu'il en est dans les étoiles de type Soleil.

Sur les autres planètes que la Terre, la tectonique des plaques ne s'est pas mise en place.

Mes connaissances datent un peu, mais on n'a pas de gros doutes concernant Mars ?

Hier, dans le parc, j'ai vu une petite vieille entourée de dinosaures aviens. Je donne pas cher de sa peau.

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Sur les autres planètes que la Terre, la tectonique des plaques ne s'est pas mise en place.

Mes connaissances datent un peu, mais on n'a pas de gros doutes concernant Mars ?

Gabbro

Pour Mars, je ne sais pas, mais en tout cas la Terre est loin d'être la seule à avoir une tectonique des plaques : ne serait-ce que dans notre système solaire, on sait qu'il y a de l'activité sismique et même du volcanisme sur quelques satellites (je ne me risquerai pas de donner leur nom, je ne m'en souviens jamais)

A graphical interface is like a joke: if you have to explain it, that's shit. | Les logiciels Deuchnord

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Pour Mars, je ne sais pas, mais en tout cas la Terre est loin d'être la seule à avoir une tectonique des plaques : ne serait-ce que dans notre système solaire, on sait qu'il y a de l'activité sismique et même du volcanisme sur quelques satellites (je ne me risquerai pas de donner leur nom, je ne m'en souviens jamais)

Jérôme Deuchnord

Attention : ce n'est pas parce qu'il y a volcanisme et sismicité qu'il y a obligatoirement tectonique des plaques. Par exemple, on a des traces évidentes de volcanisme sur vénus, mars, la lune, le satellite IO de jupiter, avec potentiellement des traces de volcanisme sur mercure et sur d'autres satellites de jupiter (cryovolcanisme). Et pourtant, à ma connaissance - je ne sais pas non plus comment les choses ont évoluées ces dernières années - les scientifiques considèrent qu'il n'y a pas tectonique des plaques sur ces planètes/satellites.

Un simple volcanisme de point chaud (donc, pas forcément lié à une tectonique des plaques), ou la formation de fissures dans une croute de faible taille (sans que ces fissures délimitent des bords de plaques) suffit à ce qu'il y aie volcanisme. Par exemple, volcan Olympus Mons sur mars proviendrait d'un volcanisme de point chaud. C'est d'ailleurs l'absence de tectonique des plaques qui lui aurait permis d'atteindre sa taille monstrueuse (20 kilomètres de haut, c'est quand même beaucoup pour un volcan bouclier).

+0 -0
Staff

Et pourtant, à ma connaissance - je ne sais pas non plus comment les choses ont évoluées ces dernières années - les scientifiques considèrent qu'il n'y a pas tectonique des plaques sur ces planètes/satellites.

Ça n'a pas bougé des masses si je puis dire. ^^ Pour l'instant, la Terre est le seul corps connu avec de la tectonique des plaques (passée ou présente).

C'est d'ailleurs l'absence de tectonique des plaques qui lui aurait permis d'atteindre sa taille monstrueuse (20 kilomètres de haut, c'est quand même beaucoup pour un volcan bouclier).

Nope. Les phénomènes de tectonique des plaques sont lents devant ceux de mise en place des volcans. C'est une question de gravité. On pourrait difficilement faire plus gros que Hawaï sur Terre (10 km de haut) à cause de la gravité : les pressions en base du volcan sont de l'ordre du maximum que celles que les roches peuvent supporter sans trop fluer/casser. Sur Mars, la pression limite est grossièrement la même, mais la gravité étant plus faible, il faut plus de roches pour la même pression.

I don't mind that you think slowly, but I do mind that you are publishing faster. – W. Pauli

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Hello Bon tutoriel! Seulement je tiens à dire que La Nébuleuse est celle de de l'aigle dans l'amas ouvert M16, plus précisément le pilier nord (pilier de la création), dans la constellation du serpent. Tu t'es surement trompé avec la tête du chevale. :)

+1 -0

Salut,

Vraiment très bon tutoriel, très intéressant, j'adore! Bon bien sûr il faut déjà avoir une certaine "culture" pour ne pas se perdre mais ça ne me paraît pas anormal pour un tuto de ce genre, ça serait long de tout détailler, et il y a déjà beaucoup de contenu. En tout cas super boulot, j'espère que nous aurons bientôt le plaisir de te lire à nouveau ;)

Un jour j'irai vivre en Théorie, car en théorie tout se passe bien.

+1 -0

Oulà, j'ai pas aimé du tout. :-( C'est trop synthétique, ça manque de schéma et d'explication, j'ai décroché au "disque protoplanétaire".

Je trouve que c'est plus un article qu'un vrai tutoriel…

Éternel curieux

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