LA FORMATION DU SYSTEME SOLAIRE

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Un nuage de gaz et de poussières ("la nébuleuse solaire") est perturbé et s'effondre sous sa propre gravité. La perturbation a pu être, par exemple, l'onde de choc de l'explosion d'une supernova voisine.

Lorsque le nuage s'effondre, l'énergie cinétique est transformée en énergie thermique. Le centre de la structure chauffe assez pour que la poussière se vaporise. L'effondrement initial est censé prendre moins de 100 000 ans.

Le centre se comprime assez pour devenir une protoétoile et le reste du gaz orbite ou tourne autour de la protoétoile. La majeure partie de ce gaz descend vers l'intérieur et 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. Au lieu de cela, il forme un "disque protoplanétaire"(1) autour de l'étoile. L'énergie du disque rayonne et il se refroidit.

Alors débute un long processus de condensation : comme la pression est faible, les gaz se refroidissent assez pour que le métal, la roche et, assez loin de l'étoile en formation, la glace se condense en particules minuscules (c'est-à-dire qu'une partie du gaz redevient de la poussière) ; c'est le stade " disque d'accrétion "(2). Les métaux se condensent dès que le disque d'accrétion se forme (il y a 4.55-4.56 milliards d'années selon les mesures d'isotope de certains météores); la roche condense un peu plus tard (entre il y a 4.0 et 4.5 milliards d'années).

Les particules de poussière se heurtent les unes aux autres, s'agglutinent et forment de plus grosses particules, les " planétésimaux "; c'est l'accrétion(3). Ce processus continue jusqu'à ce que les particules deviennent de la taille de rochers ou de petits astéroïdes.

La croissance galopante. Une fois que les plus grosses de ces particules atteignent une masse assez élevée pour avoir une gravité non triviale, leur croissance s'accélère. Leur force gravitationnelle (même si elle est très faible) leur donne un avantage sur les plus petites particules qu'elles attirent de plus en plus. Très rapidement, les gros objets ont accumulé toute la matière solide près de leur propre orbite. La grosseur qu'ils obtiennent dépend de leur distance de l'étoile, et de la densité et la composition de la nébuleuse solaire. Pour notre système solaire, les théories prédisent une dimension allant de la taille d'un astéroïde à un objet de la taille de la Lune pour ce qui est du système solaire intérieur, et de une à quinze fois la taille de la Terre dans le système solaire externe.

Environ 1 million d'années après le début de la formation du système, l'étoile produirait un très puissant vent solaire, qui balayerait au loin tout le gaz restant dans la nébuleuse solaire. Si une protoplanète est devenue assez grosse, assez rapidement, sa gravité retiendra le gaz de la nébuleuse, et l'on obtient alors une géante gazeuse.

A ce moment, le système solaire se compose seulement de protoplanètes solides et de géantes gazeuses. Les "planétésimaux" se heurtent lentement les uns aux autres et deviennent plus massifs.

Par la suite, après dix à cent millions d'années, le système aboutit à une dixaine de planètes, possédant des orbites stables. Le résultat est un système solaire. Ces planètes ainsi que leurs surfaces peuvent être fortement modifiées par les dernières grosses collisions qu'elles subissent .

Les travaux de l'américain Wetheril, par simulation sur ordinateur, a pu préciser la chronologie des faits ; il a estimé que la formation des planétésimaux (étapes (1) à (4)) s'est faite en 5 à 10 Millions d'années, tandis qu'ensuite la formation des planètes fut moins rapide, nécessitant 50 à 100 Millions d'années.