Notes sur le système solaire interne: la formation du système solaire, Notes de Astronomie
Caroline_lez
Caroline_lez10 January 2014

Notes sur le système solaire interne: la formation du système solaire, Notes de Astronomie

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Notes d'astronomie sur le système solaire interne: la formation du système solaire. Les principaux thèmes abordés sont les suivants: La formation du système solaire, le disque protoplanétaire, La formation des planètes.
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Tout modèle de la formation du système solaire doit être en mesure d'expliquer l'état actuel de

celui-ci. Avant de voir comment notre système s'est formé, rappelons donc quelques-unes de

ses caractéristiques.

Le système solaire contient huit planètes. Celles-ci peuvent être classées en deux groupes : les

planètes telluriques, de dimension et de masse réduites mais de forte densité (Mercure, Vénus,

la Terre et Mars), et les géantes gazeuses, de grandes dimension et masse mais de faible

densité (Jupiter, Saturne, Uranus et Neptune). Les orbites des planètes autour du Soleil sont à

peu près toutes contenues dans un même plan, appelé le plan de l'écliptique, et le système

solaire apparaît donc très aplati de l'extérieur. C'est d'ailleurs pour cette raison que pour un

observateur terrestre les planètes semblent toujours se déplacer dans une bande très étroite du

ciel appelée le Zodiaque.

Une caractéristique importante car contraignante pour les modèles de formation est la

répartition du moment angulaire. Cette grandeur caractérise la rotation ou la révolution d'un

corps et s'obtient en combinant la masse, la vitesse de déplacement angulaire et la distance à

l'axe de rotation ou de révolution. La théorie montre que le moment angulaire d'un système

isolé doit être invariable dans le temps. Le système solaire lors de sa formation avait donc un

moment angulaire identique à celui que nous pouvons encore mesurer à l'heure actuelle. Par

contre, la répartition du moment entre le Soleil et les planètes peut très bien avoir varié. De nos

jours, alors que notre étoile contient à elle seule 99 pour cent de la masse totale du système

solaire, elle ne contient que 3 pour cent de son moment angulaire total. Ceci est un point très

important qui permet d'éliminer les théories trop simplistes incapables d'expliquer la

distribution actuelle.

La formation du système solaire.

Passons donc à l'histoire de la formation de notre système. La description qui suit est un

modèle globalement admis, même si ses détails font encore l'objet de maintes discussions. Au

départ, il y a environ 10 milliards d'années, ce qui deviendra un jour le système solaire n'est

qu'une fraction minuscule d'un gigantesque nuaged'hydrogène et d'hélium qui poursuit son

ballet autour du centre galactique. Au fur et à mesure que le temps passe, ce nuage se

contracte doucement et s'enrichit en éléments plus lourds lors de l'explosion d'étoiles massives

proches, ce qui explique que l'abondance actuelle d'éléments lourds est de l'ordre de 2 pour

cent. Finalement, il y a 4,6 milliards d'années, sous l'effet de sa propre gravité, ce

nuage s'effondre sur lui-même et se fragmente en une série de nuages de dimension plus

réduite dont l'un deviendra le système solaire.

Les différentes étapes de la formation du système solaire : contraction d'un nuage d'hydrogène et

d'hélium, aplatissement du système, formation de planétésimaux, mise en route des réactions

nucléaires au centre, apparition du système sous sa forme actuelle. Source inconnue.

Le protosystème maintenant bien défini continue à se contracter de plus en plus. Mais, d'après

la loi de conservation du moment angulaire, si la taille d'un corps se réduit, sa vitesse de

rotation doit augmenter pour compenser. La contraction du protosystème s'accompagne donc

d'une forte augmentation de la vitesse de rotation et, comme le protosystème n'est pas rigide,

d'un fort aplatissement dans le plan perpendiculaire à l'axe de rotation. On se retrouve ainsi

finalement avec une concentration de matière au centre, la protoétoile, entourée d'un disque de

matière appelé le disque protoplanétaire.

C'est ici qu'intervient notre connaissance de la distribution du moment angulaire. Dans les

modèles de formation les plus simples, le système solaire est le résultat d'une simple

contraction d'un nuage de gaz en rotation. Mais ceci devrait se traduire par une vitesse de

rotation du Soleil incompatible avec le fait qu'il ne possède que 3 pour cent du moment

angulaire total.

En réalité, la protoétoile va être ralentie sous l'action des forces magnétiques. Dans les

conditions physiques qui règnent à l'époque, une variation du champ magnétique entraîne

automatiquement une variation de la distribution de matière et réciproquement - on dit que les

lignes de champ magnétique sont gelées dans la matière. Or les lignes de champ magnétique

qui traversent le protosystème sont déformables mais seulement de façon limitée. Cette rigidité

est transmise à la matière, ce qui crée un lien entre la protoétoile et le disque protoplanétaire.

C'est grâce à ce lien que la région centrale est freinée et perd peu à peu son moment angulaire

au profit du disque qui tourne de plus en plus vite.

Sous l'effet du ralentissement, la force centrifuge subie par la protoétoile baisse et finalement

l'éjection de matière s'arrête. A partir de ce moment, les deux sous-systèmes précédemment

liés ont une évolution indépendante. Au centre, la protoétoile continue de se contracter et sa

température augmente rapidement. Finalement, les réactions nucléaires de fusion se mettent en

route et l'étoile que nous connaissons apparaît.

La formation des planètes

Dans le disque protoplanétaire, les atomes s'agglomèrent au fur et à mesure de leurs

rencontres pour devenir des poussières. Celles-ci se regroupent elle-mêmes pour former des

petits corps appelés planétésimaux. Cette étape dure quelques millions d'années. Du fait de la

turbulence dans le disque apparaissent des fluctuations de densité qui évoluent et aboutissent

à des corps de grande dimension, dans un processus appelé l'accrétion. Ces corps continuent à

capturer les planétésimaux qu'ils trouvent sur leur chemin et atteignent finalement le stade de

planète. La principale phase d'accrétion se termine il y environ 4,4 milliards d'années, même si

d'intenses bombardements se poursuivent encore pendant un milliard d'années.

L'aspect final des planètes dépend de la distance au Soleil. Près de celui-ci, les éléments légers

reçoivent beaucoup d'énergie et sont trop chauds pour se condenser. Le matériau qui constitue

ces planètes est donc riche en éléments lourds, tels le fer ou le silicium, ce qui explique leur

forte densité. Loin du Soleil, l'accrétion de planétésimaux est à l'origine d'un noyau dense qui

constitue le point de départ pour une croissance ultérieure. Autour de ce noyau s'accumule une

enveloppe de gaz et l'on aboutit à une planète très volumineuse et massive, mais

essentiellement constituée d'hydrogène et donc peu dense.

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