La naissance du système solaire

> > La naissance du système solaire ; écrit le: 31 mars 2012 par Sameh

La naissance du système solaire:

La description des grandes comètes du passé n’aura pas manqué de soulever de nombreuses questions : D’où viennent les comètes? De quoi sont-elles faites? Pour répondre de façon appropriée, il faut parler de la naissance de notre système planétaire, il y a environ 4,5 mil¬liards d’années. À un endroit situé à quelque 25000 années-lumière du centre de la galaxie, un nuage interstellaire, c’est-à-dire une région riche en poussières et en gaz, commença à se fractionner et à se comprimer, sans doute à cause de la perturbation provoquée par une ou
plusieurs explosions de supernovæ. Les supernovæ sont des étoiles très massives qui, arrivées à la fin de leur vie, explosent, complètement ou partiellement, libérant dans l’espace des quantités énormes d’énergie et des éléments chimiques complexes. Ces phénomènes sont accompagnés d’ondes de choc, qui créent des rides dans la structure de l’espace, de la même façon que le jet d’un caillou provoque des ondulations à la surface d’un étang. Quand ces irrégularités entrent en contact avec des gaz ou des poussières, comme dans notre cas, elles le perturbent considérablement.

En conséquence de cette perturbation, la nébuleuse primitive se fragmenta en une série de petites nébuleuses, dont chacune était animée, en raison du choc, d’un petit mouve¬ment de rotation. Sous l’action de sa propre gravité, un des nuages – celui qui donnera naissance au système solaire et que nous appellerons «nébuleuse protosolaire» – commença à se contracter. Conformément à la loi de la conservation du moment angulaire (qui explique, par exemple, qu’une patineuse augmente sa vitesse de rotation en serrant les bras autour de la poitrine), la diminution des dimensions entraîna l’augmentation de la vitesse de rotation du nuage, laquelle provoqua à son tour, par l’effet de la force centrifuge, son aplatissement. Toujours sous l’action de la gravité, la plus grande partie des gaz et des poussières se concentra au centre du nuage, où l’augmentation de la pression et donc de la température (environ 6 millions de degrés) déclencha les réactions nucléaires qui aboutirent à la naissance du Soleil.

Le reste du nuage prit rapidement la forme d’un disque assez mince. Le long du plan du disque, les poussières, sous l’effet de collisions de plus en plus nombreuses et grâce à l’influence des forces magnétiques et électrostatiques, commencèrent à se coaguler et à former des amas de granules d’environ un mètre de large. À ce moment, les forces gravitationnelles prirent le dessus, et les condensations furent soumises à une attraction de plus en plus forte. Le choc de ces agrégats entraîna la formation d’objets de plus en plus grands (de l’ordre de quelques kilomètres), appelés planétésimales, qui tournaient autour du Soleil sur des orbites diversement inclinées et aplaties. En même temps, le jeune Soleil commença à libérer un vent fort, rempli de particules chargées (protons et électrons), qui chassa presque entièrement les gaz de la partie intérieure du système solaire.

C’est à ce moment qu’eut lieu une espèce de carambolage planétaire. Les planétésimales qui se trouvaient sur des trajectoires intersécantes entrèrent en collision : à grande vitesse, le choc provoqua leur destruction et, à faible vitesse, leur agrégation. Les phénomènes d’agrégation finirent par prévaloir, de sorte que se formèrent des corps plus ou moins grands comme la Lune (3000 km de diamètre), dont les orbites dessinaient des trajectoires de faible excentricité et inclinaison. En se grumelant lentement, ils finirent par constituer les planètes de type «terrestre» (Mercure, Vénus, la Terre, Mars), qui ont survécu à ce jeu d’élimination et qui se trouvent aujourd’hui à l’abri des collisions, sur des orbites «sûres», peu inclinées et presque circulaires. Ce processus dura probablement 100 millions d’années pour la Terre, un peu moins pour Vénus et Mercure, un peu plus pour Mars.

Au-delà de Mars, la forte perturbation gravitationnelle provoquée par la grande masse de Jupiter empêcha les planétésimales de s’agréger pour former de véritables planètes. La présence de Jupiter, qui est 318 fois plus massive que la Terre, eut deux effets distincts : elle empêcha d’abord les poussières de se transformer en grumeaux plus grands et les dispersa dans toutes les directions, sur le Soleil et à l’extérieur du système solaire; elle empêcha ensuite l’agrégation des planétésimales qui s’étaient formées.

Le résultat est qu’entre Mars et Jupiter, il reste un grand nombre de gros morceaux de roche : on les estime à 100000 environ, même si l’on n’en connaît actuellement qu’un peu plus de 6000. Ces «petites planètes» – appelées astéroïdes (« en forme d’étoile») parce que leur aspect ne permet pas, au télescope, de les distinguer des étoiles – possèdent un diamètre qui varie entre quelques mètres et 1 000 km (c’est le diamètre de Cérès, le plus volumineux des astéroïdes et le premier qui fut découvert, en 1801). À une distance plus éloignée du Soleil, au-delà de Mars, c’est un autre mécanisme, pense-t-on, qui présida à la formation des planètes. Ici, l’influence du vent solaire fut particulièrement faible, si bien que le gaz de la nébuleuse protosolaire resta presque entière-ment sur place. À cause de l’instabilité gravitationnelle due à l’attraction solaire, des anneaux se détachèrent de la nébuleuse, puis se condensèrent progressivement en de grands amas de forme plus ou moins sphérique. Ces «protoplanètes gazeuses» finirent par donner naissance à Jupiter et à Saturne : d’énormes planètes qui possèdent plus ou moins la même composition chimique que le Soleil (hydrogène et hélium). Il semble par ailleurs que l’origine des planètes plus lointaines, Uranus et Neptune, s’explique aussi par l’agrégation de planétésimales à la suite de collisions. Mais, ici, elles n’étaient pas formées seulement de roches, mais aussi de différentes glaces (d’eau, d’anhydride carbonique, d’ammoniac et de méthane), dont la condensation avait été favorisée par l’éloignement du Soleil et par la basse température qui en résultait. À partir de maintenant, nous désignerons ces planétésimales par le nom qui leur revient : des comètes. Dans cette région, la nébuleuse protosolaire était moins épaisse, et les embryons d’Uranus et de Neptune circulaient autour du Soleil beaucoup plus lentement que Jupiter et Saturne. Aussi ne réussirent-ils pas à capturer autant d’hydrogène et d’hélium primordiaux que les deux planètes géantes.

Vidéo : La naissance du système solaire

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