Formation du Système Solaire

Comment se sont formées le Soleil et les planètes ?

Le Système Solaire est jeune : il n'a qu'un peu plus de 4,5 milliards d'années là où l'Univers en a environ 13,7 (milliards d'années).

Afin de déterminer précisément cet âge, il est possible de faire des mesures d'éléments chimiques radioactifs pères et fils dans certains minéraux. Il existe alors trois sources d'information permettant de remonter le plus loin dans le passé :

• Les météorites primitives : ce sont les Chondrites. Elles datent de la formation du Système Solaire, leur âge est donc celui du Système Solaire. Elles sont datées de 4,567 Ga.

• Les roches lunaires : la Lune s'est formée à peu près en même temps que la Terre. Sa surface est pérenne, ce qui signifie qu'il n'y a pas eu de déformation de sa surface depuis sa formation. Ces roches donnent un âge de 4,2 Ga.

Echantillon lunaire 60504 de la mission Apollo 16

• Les plus vieilles roches terrestres. Elles donnent un âge de 4,03 Ga. Cette "jeunesse" s'explique par le renouvellement permanent des roches de la surface de notre planète sous l'action de la tectonique des plaques.

La plus ancienne roche sur Terre a été datée de 4,03 milliards d'années

Par le truchement de ces méthodes, le Système Solaire a ainsi pu être daté d'environ 4,567 Ga.

Mais alors, à partir de cela, comment le système planétaire s’est-il formé autour du Soleil ? De quelle manière les étoiles naissent-elles ?

Il existe des "nurseries d’étoiles" dans des nuages de poussières appelés "nébuleuses". Ces nébuleuses sont des accumulations de grande quantité de gaz associées à des particules. Un déséquilibre gravitationnel se produit lors d’une explosion d’étoile : cela donne une supernovæ. C'est une étoile super massive qui explose. L’apport de matière crée un déséquilibre gravitationnel et un corps commence à tourner sur lui-même.

Durant les premières étapes de sa formation, une étoile n’a pas de véritables limites physiques. Les explosions thermonucléaires en son centre envoient des particules de matière dans son pourtour par des vents solaires, formant ainsi ce que l'on appelle un disque proto-planétaire.
Au sein de ce disque proto-planétaire se forme le système planétaire. Les objets les plus massifs attirent les disques les moins massifs, la matière se concentre sur certains endroits, sur certaines orbites.
C’est le phénomène d’accrétion.

Des corps de quelques centaines de mètres de diamètre seulement se forment : les planétésimaux. Ils croissent jusqu'à former des corps de quelques centaines à quelques milliers de kilomètres de diamètre. Ces corps sont appelés des embryons planétaires.

Ce processus d'accrétion de matière a plusieurs incidences : lorsque se forme un système planétaire, il y a énormément d’astéroïdes (que l'on appelle météorite une fois qu'ils se sont écrasés sur une planète). Les astéroïdes se forment dans les disques protoplanétaires et, encore aujourd'hui, quelques-uns orbitent autour du Soleil. Ils continueront à tourner jusqu'à ce qu'ils rencontrent une planète.

Les planètes, leur histoire :

Au commencement, durant les premières centaines de millions d’années de leur formation, ont lieu des chutes de météorites en un point central. L'accumulation des météorites augmente la quantité de matière et la masse du nucléus ainsi formé. En augmentant sa masse, il augmente son attraction et attire davantage de météorites qui vont ainsi, par accrétion successive, induire la formation d'une planète.
Le nombre de météorites percutant les surfaces planétaires décroît avec le temps.

Dans le Système Solaire actuel, les huit principales planètes tournent autour du Soleil sur des orbites contenues sur un même disque : il s'agit du disque des résidus proto-planétaires. Cette disposition des planètes renforce la théorie de l’accrétion.

L’accrétion se termine par la formation des enveloppes terrestres. Il existe alors deux évolutions possibles :

1. La fin de l’accrétion peut être hétérogène et à basse température : cela induit une différenciation des enveloppes rapide.
2. La fin de l’accrétion peut être homogène et à forte température : cela maintient l’homogénéité et entraîne un dégazage formant une atmosphère.

Cette seconde hypothèse est celle conservée dans le cas de Terre. En effet, des inclusions trouvées dans certains minéraux anciens amenèrent les chercheurs à supposer que l’atmosphère terrestre primitive se serait formée par dégazage des parties internes de la Terre grâce au volcanisme.