Formation du système solaire

Publié le 11 mai 2020 par Pierre Paquette

Vue d’artiste d’un disque protoplanétaire entourant une jeune étoile
Vue d’artiste d’un disque protoplanétaire entourant une jeune étoile. Crédit : ESO/L. Calçada

Il est adéquat de dire que l’une des ancêtres de la science moderne est la philosophie de la Grèce antique, et l’une des questions posées par ces philosophes était : « D’où venons-nous ? » Il va sans dire que, en l’absence d’une réponse fournie préalablement, la science moderne a repris la question — ou, devrais-je plutôt dire, les questions, puisqu’il y a plusieurs facettes à ce questionnement. L’origine de la vie sur Terre en est une, mais avant d’y répondre, on est en droit de se poser la question : « D’où vient la Terre ? »

Au commencement fut créé l’Univers.

La chose a considérablement irrité tout un tas de gens et bon nombre de personnes estiment même que ce fut une erreur.

— Douglas Adams, Le Dernier Restaurant avant la fin du monde

Du Big Bang aux étoiles modernes

Il est difficile de résumer quelques milliards d’années en quelques phrases ou même paragraphes — Steven Weinberg a même consacré un livre entier aux Trois premières minutes —, mais pour faire une histoire courte, l’Univers entier est apparu d’une singularité, c’est-à-dire un point mathématique (sans dimension) de densité infinie. Contrairement à ce que bien des gens s’imaginent, et véhiculé de surcroît par le terme populaire Big Bang, on ne peut pas parler d’une explosion vu qu’il n’y avait et il n’y a toujours pas d’espace autour de l’Univers pour qu’il « explose » dedans. À l’origine, l’Univers avait donc un rayon nul, mais celui-ci s’est agrandi rapidement à cause du phénomène d’expansion, comparable à une explosion mais n’ayant en commun avec elle que l’augmentation de la taille. Qu’y avait-il avant le Big Bang ? La question n’a pas de sens, puisque celui-ci marque l’origine même du temps ; ça revient à poser la question « Qu’y a-t-il au nord du pôle Nord ? » ou à définir un cône pour les parties au-dessus de sa pointe.

Évolution de l’Univers
Évolution de l’Univers. Crédit : NASA/WMAP Science Team.

Graduellement, l’énergie pure qui emplissait l’Univers s’est transformée en électrons et en quarks, ces derniers se regroupant par la suite en trios appelés protons et neutrons. Mais comme chaque particule avait tellement d’énergie, les électrons ne s’associaient ni aux protons ni aux neutrons, et ces deux derniers ne s’associaent pas entre eux non plus. Comme la température de l’Univers a diminué, entre 10 secondes et 20 minutes après le Big Bang, on a toutefois vu apparaître les premiers noyaux atomiques, soit ceux d’hydrogène (un proton seul) et d’hélium (deux protons et deux neutrons).

La distribution de ces particules dans l’Univers n’était toutefois pas uniforme, et des masses se sont formées, les ancêtres de nos galaxies. La chronologie exacte n’est pas connue : soit les étoiles se sont formées avant, s’agglomérant en galaxies, ou des nuages de gaz aux proportions galactiques se sont constitués, s’égrenant par la suite en étoiles. Toujours est-il que ces premières étoiles étaient très massives et brûlaient donc leur carburant très rapidement, pour finir en supernovas qui redistribuaient ensuite le matériel dans les parages galactiques, sous forme de résidus de supernovas.

La matière subit toutefois une transformation dans le cœur des étoiles. Les protons et les neutrons sont combinés pour former des noyaux atomiques de masses toujours plus grande. Au début de sa vie, une étoile peut compter environ 75 % d’hydrogène et 25 % d’hélium, pour ainsi dire les seuls éléments présents dans l’Univers primordial et dans les mêmes proportions, mais elle fusionne l’hydrogène pour former d’autre hélium. Une fois tout l’hydrogène de son cœur converti, si la température est assez élevée — et elle l’était dans ces premières étoiles ultramassives —, elle combine ensuite des noyaux d’hélium pour former d’autres éléments plus massifs : successivement, carbone, oxygène, néon, magnésium, etc., jusqu’au fer‑52 et au nickel‑56 *, au-delà desquels les réactions nucléaires ne relâchent plus d’énergie mais en absorbent. Toutefois, au cœur des étoiles se produit aussi le phénomène de photodésintégration, par lequels les noyaux atomiques absorbent certains des rayons gamma émis dans les réactions nucléaires environnantes, ce qui les fait relâcher une particule et donc perdre en masse atomique. Leur demi-vie est alors souvent plus courte, et ils se décomposent en noyaux plus simples — par exemple, le nickel‑56 susmentionné n’a une demi-vie que de six jours.

* On lit parfois que le nucléide le plus stable est le fer‑56 (un produit de la désintégration du nickel‑56), ce qui est faux ; le nucléide le plus stable est le nickel‑62, mais la nucléosynthèse stellaire ne le crée pas en quantité notable à cause de la photodésintégration.

C’est donc suite à la mort de l’étoile — pour les étoiles ultramassives du début de la vie de l’Univers, en supernovas — que les éléments qu’elle a créés sont redistribués dans l’espace environnant. Éventuellement, une deuxième génération d’étoiles enrichira davantage le milieu interstellaire en éléments plus lourds que l’hélium (que les astrophysiciens appellent collectivement « métaux »). Ces résidus de supernovas se mélangent entre eux, et éventuellement, sont eux-mêmes le siège d’accumulations notables de masse…

Vue d’artiste d’une nébuleuse protoplanétaire
Vue d’artiste d’une nébuleuse protoplanétaire.

Formation du Soleil

La formation d’une étoile comme le Soleil suit sensiblement le même cours que celle des étoiles l’ayant précédée ; dans un nuage interstellaire, les ondes de choc causées par les supernovas environnantes poussent et tassent les gaz jusqu’à ce qu’un jour, une concentration de masse commence à croître grâce à sa propre gravité, qui attire le gaz environnant. Mise en rotation par ces mêmes ondes de choc, mais aussi par les forces de marées causées par les autres concentrations de masse environnantes, elle forme bientôt un disque protostellaire qui devient de plus en plus compact. La température en son centre augmente graduellement, jusqu’au point où elle est telle que des réactions nucléaires deviennent possibles. En effet, la chaleur correspond à un mouvement plus rapide des particules et noyaux ; ce mouvement a lieu dans un espace de plus en plus restreint, à cause de la densification du nuage en étoile. Quand les particules et noyaux s’agitent tellement qu’ils se cognent les uns aux autres, la force du choc est parfois si importante qu’elle suffit à déjouer la force électrostatique répulsive (barrière coulombienne), qui empêche les protons de s’agglomérer — cela leur permet alors de s’approcher suffisamment (moins de 10 femtomètres, soit 10−14 m) l’un de l’autre pour que l’interaction forte prenne le dessus, joignant les protons entre eux.

C’est à ce moment que l’étoile s’« allume ». Les réactions nucléaires en son cœur lui font émettre du rayonnement électromagnétique — la longueur d’onde dominante dépendant de sa température, elle-même fonction de sa masse et de sa densité. Pour le Soleil, cela est arrivé il y a environ 4,6 milliards d’années.

Il serait toutefois faux de croire que toute la matière présente dans la nébuleuse protostellaire (ou ici, protosolaire) se retrouve dans l’étoile formée ; en effet, dès que les réactions nucléaires commencent en celle-ci, la radiation sortante exerce une pression qui repousse une partie de la matière — une sorte de vent stellaire. Celui-ci existe encore aujourd’hui, mais est bien moindre qu’à l’époque où le Soleil était jeune (phase dite T Tauri) — en fait, c’est ce même vent solaire qui cause aujourd’hui, indirectement, les aurores polaires visibles sur la Terre et quelques autres planètes du système solaire. Une partie du gaz et des poussières de la nébuleuse protosolaire s’est donc retrouvée soufflée hors du futur système solaire, mais une bonne partie fut simplement repoussée à distance raisonnable du Soleil, sans quitter sa sphère d’influence gravitationnelle.

Formation des planètes

Il importe ici de définir le terme « poussière » utilisé au paragraphe précédent : il ne s’agit vraiment pas de ce que vous ramassez en faisant le ménage ! La poussière interstellaire est constituée de microscopiques (≤ 0,1 µm environ ; masse de 10−16 [0,1 pg] à 10−4 kg [100 mg]) grains de molécules à base de carbone, de silicium, et d’aluminium, par exemple, tous des éléments formés dans les étoiles ayant existé avant le Soleil. On trouve aussi des grains de taille et de masse comparable composés de diverses glaces (d’eau [H2O], ammoniac [NH3], méthane [CH4], notamment). Tout ce beau monde est présent à des densités plus ou moins variables selon la partie du nuage protostellaire dans laquelle il se trouve (à noter qu’une fois l’étoile formée, on parle maintenant de nuage protoplanétaire).

Jusqu’à maintenant, les forces électromagnétiques ne jouaient pas un grand rôle dans la formation de l’étoile, mais beaucoup des particules de poussière sont chargées électriquement, ce qui fait qu’elles peuvent s’attirer ou se repousser, selon leur charge. Éventuellement, des agglomérations de poussière se forment, croissant jusqu’à ce que leur propre masse soit suffisante pour influencer le milieu environnant. Le résultat est un effet boule de neige, la masse grandissant jusqu’à devenir un planétoïde.

C’est ainsi que se sont formées les planètes du système solaire. Une fois la taille d’un planétoïde atteinte, il est facile pour celui-ci de continuer de croître, attirant éventuellement d’autres planétoïdes de masse inférieure vers lui, jusqu’à former une planète à part entière.

Grand bombardement tardif
Simulation montrant les planètes extérieures et la ceinture de Kuiper :
a) Avant la résonance 2:1 Jupiter–Saturne.
b) Dispersement des objets de la ceinture de Kuiper dans le système solaire après le changement d’orbite de Neptune.
c) Après éjection des objets de la ceinture de Kuiper par Jupiter.
Les planètes illustrées sont Jupiter (cercle vert), Saturne (cercle orange), Uranus (cercle bleu clair), et Neptune (cercle bleu foncé).
Simulation créée à partir des données du modèle de Nice (GOMES, Rodney, et collab. « Origin of the cataclysmic Late Heavy Bombardment period of the terrestrial planets. » Nature, Vol. 435 (2005): 466–469) par AstroMark sur Wikimedia Commons.

Grand bombardement

Or, au début du système solaire, il y avait un très grand nombre de planétoïdes de toutes tailles et de toutes masses. Les collisions entre eux étaient monnaie courante, et plusieurs corps portent encore la trace de cette époque chaotique sous l’aspect d’un couvert de cratères de tailles diverses. Notre propre Lune en est un bon exemple. Il y eut deux grandes périodes de tels « bombardements » cosmiques — les cratères lunaires datent essentiellement tous du grand bombardement tardif, qui a eu lieu entre 4,1 et 3,8 milliards d’années avant aujourd’hui *.

* Depuis 2018, certains astrophysiciens mettent en doute l’existence du grand bombardement tardif. Cela n’empêche pas toutefois l’existence d’un grand bombardement antérieur.

Modèle de Nice

L’un des scénarios les plus probables pour la formation du système solaire actuel est le modèle de Nice, développé à l’Observatoire de la Côte d’Azur (d’où son nom) par Rodney Gomes, Hal Levison, Alessandro Morbidelli, et Kleomenis Tsiganis en 2005. Dans ce modèle, après la dissipation du disque protoplanétaire, les planètes géantes gazeuses (Jupiter et Saturne) et de glace (Uranus et Neptune), se sont retrouvées dans des orbites résonantes * de 3:2, 3:2, 2:1, et 3:2 entre environ 5,5 et environ 20 unités astronomiques  du Soleil. Un disque relativement dense de planétésimaux (que l’on appellerait aujourd’hui des astéroïdes) se trouvait à l’extérieur de leurs orbites, jusqu’à environ 35 ua du Soleil. Éventuellement, des instabilités, amplifiées par certaines résonances, firent en sorte que la taille des orbites a changé, de même que l’excentricité de certaines. Une bonne partie des planétésimaux ont été expulsés du système solaire, ou encore se sont écrasés sur une ou l’autre des planètes.

* Une résonance orbitale correspond à un rapport de nombres entiers entre les périodes de révolution de deux ou plusieurs astres. Par exemple, aujourd’hui, trois des satellites galiléens de Jupiter sont en résonance 1:2:4 : le temps que Ganymède complète une orbite, Europa en complète deux, et Io, une.
 Une unité astronomique (symbole ua selon ISO 80000‑3 ou au selon l’Union astronomique internationale) correspond à la distance moyenne Terre–Soleil, soit 149 597 870 700 m.

Ce qu’il y a de vraiment excitant avec le modèle de Nice est que sa version révisée implique même l’existence d’une cinquième planète géante. En effet, dans plusieurs scénarios du modèle original, une planète géante se faisait éjecter du système solaire. L’ajout d’une cinquième planète géante au début du modèle fait en sorte que c’est celle-ci qui se fait éjecter (et non Jupiter, Saturne, Uranus, ou Neptune, qui sont manifestement présentes en réalité) et explique aussi d’autres nuances du modèle. Aussi, le modèle de Nice à cinq planètes semble favoriser l’inversion des orbites d’Uranus et de Neptune à un certain moment de l’histoire du système solaire — cette dernière planète aurait donc été plus près du Soleil qu’Uranus aux débuts de l’histoire du cortège planétaire.

Stabilité à long terme du système solaire

La science actuelle ne permet pas le calcul précis de la position des corps célestes lorsqu’il y en a plus de deux dans un système — c’est le fameux problème à N corps (voir sur Wikipédia), qui ne peut pas être résolu par les mathématiques modernes. Il existe donc une incertitude quant à la position future des planètes, et une très petite variation des données de départ peut donner des résultats radicalement différents après un certain temps ; c’est ce que l’on appelle un système chaotique, non pas parce qu’aucune loi ne le régit, mais parce qu’on ne peut déterminer son état futur lointain, à cause d’une incertitude si minime soit-elle de son état initial.

Dans certains scénarios de l’évolution future du système solaire, on peut par exemple voir la planète Mercure expulsée du système solaire, voire entrer en collision avec une autre planète, dans plusieurs centaines de millions d’années.

L’évolution future du Soleil influencera aussi celle du système solaire. Comme on ignore les effets de celle-ci sur la masse et le diamètre de notre étoile, on ne sait pas trop si la Terre se retrouvera dans le Soleil ou pas lorsque celui-ci sera métamorphosé en géante rouge. Chose certaine, la température aura depuis longtemps monté suffisamment pour tuer toute vie et faire bouillir toute eau, alors il ne restera de la Terre à ce moment-là qu’un amas de cendres…

…mais cela est pour dans très longtemps, alors n’ayez crainte !

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© 2020 Astronomie‑Québec / Pierre Paquette