LA FORMATION DU SYSTÈME SOLAIRE

LA FORMATION DU SYSTÈME
SOLAIRE
Mewtow
01 février 2016
Table des matières
1 Introduction
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2 La nébuleuse primordiale
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2.1 La nébuleuse . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
2.1.1
Plusieurs types de nébuleuses . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
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2.1.2 Nuages moléculaires . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
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2.2 L’effondrement du nuage . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
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2.2.1 Pression et gravité . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
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2.2.2 Causes de l’effondrement
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3 L’effondrement de la nébuleuse primordiale
3.1 Protoétoile . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
3.1.1
Naine brune . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
3.1.2 Une étoile est née
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3.2 Le disque protoplanétaire . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
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3.2.1 Évolution chimique
3.2.2 Accrétion
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3.2.3 Planètes telluriques et gazeuses . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
3.3 Vestiges
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4 La formation des planètes
4.1 Différenciation planétaire
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4.1.1 Causes physiques et chimiques . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
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4.1.2 Formation du noyau . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
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4.2 Évolution de la croûte terrestre . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
4.1.3 Les vestiges
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4.2.1 Tectonique des plaques . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
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4.2.2 Formation des continents
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4.3 Naissance de l’atmosphère . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 20
5 Evolution gravitationelle du système solaire
5.1 Migrations de type 1
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5.2 Modèle de Nice . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
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5.2.1 Déroulement . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
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5.2.2 Grand bombardement tardif . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 22
6 Conclusion
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1 Introduction
Notre système solaire est quelque chose de merveilleux : 8 planètes, un Soleil, des tas d’astéroïdes, des comètes, et plein de gros cailloux qui flottent dans l’espace. Mais comment celui-ci
s’est formé ? Comment les planètes se sont mises en place autour du soleil ? D’où viennent les
astéroïdes ? Pourquoi les planètes gazeuses sont éloignées du Soleil alors que les planètes solides
sont, elles, tout près ?
Voilà qui mérite un tutoriel !
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2 La nébuleuse primordiale
Savoir comment s’est formé le système solaire ressemble à une véritable enquête, que les géologues et astronomes ont menée et mènent toujours. Les divers scénarios de la formation du
système solaire sont essentiellement construits et simulés par ordinateur, sur la base d’indices
indirects : composition chimique des planètes et des météorites, observations de systèmes planétaires et d’étoiles en formation, etc. Si les spéculations sont nombreuses, il existe des choses
qui sont relativement sûres : entre autre, on sait que notre système solaire provient d’une grosse
nébuleuse.
2.1 La nébuleuse
Une nébuleuse est un gros nuage de gaz et de poussières, qui “flotte” quelque part dans l’espace.
Elle est essentiellement composé d’hydrogène et d’hélium gazeux. Hydrogène et hélium sont
souvent ionisés, c’est-à-dire que les atomes ont perdu ou gagné des électrons. À côté des gaz, on
trouve aussi de petites particules solides, composées de glace, de silicium, ou d’autres éléments
chimiques relativement rares.
2.1.1 Plusieurs types de nébuleuses
On trouve des nébuleuses dans toutes les galaxies, à divers endroits. Mais toutes les nébuleuses
ne donnent pas naissance à des étoiles : certaines sont d’ailleurs les vestiges d’étoiles en fin de
vie. Les nébuleuses peuvent se classer en deux grands types :
— les résidus d’étoiles mortes, comme les résidus de supernovas, les vestiges de géantes rouges
(nébuleuses planétaires), ou les bulles de Wolf-Rayet ;
— les régions HI et HII, composées d’hydrogène (ionisé ou non) ;
— et les nébuleuses qui donnent naissance à des étoiles ou des planètes, les nuages moléculaires.
2.1.2 Nuages moléculaires
Ces nuages moléculaires sont tous composés en majorité d’hydrogène, qui se condense en molécules de dihydrogène (formule chimique H2 ). Généralement, ces nuages sont des nuages moléculaires géants, d’une masse 10 000 fois plus importante que notre Soleil. Mais il existe quelques
nuages moléculaires qui ont une masse d’à peine 10 à 100 fois celle du Soleil : ce sont les globules
de Bok. Les deux peuvent former des étoiles.
Pour que l’hydrogène se condense en dihydrogène, et forme donc un nuage moléculaire, il faut
Qu’il respecte quelques conditions. Premièrement, il faut que le gaz soit assez froid : si il fait trop
chaud, les molécules de dihydrogène sont cassées par l’agitation thermique. Et à ce petit jeu, la
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2 La nébuleuse primordiale
Figure 2.1 – Image de la nébuleuse de l’aigle, localisée dans la constellation du serpent. Crédit de
l’image : NASA
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2.2 L’effondrement du nuage
température d’un nuage moléculaire est extrêmement froide : à peine 10 degrés de plus que le
zéro absolu (-273,15°C) !
Ensuite, il faut que que le nuage soit assez dense : les molécules d’hydrogène doivent se croiser
de suffisamment près pour fusionner en dihydrogène, ce qui n’est pas possible dans des nuages
trop diffus. D’ailleurs, il arrive que certains nuages moléculaires soient denses au point d’être
opaques : la lumière des étoiles ne passe pas au travers et ceux-ci forment de véritables taches
noires quand on braque un télescope dessus.
2.2 L’effondrement du nuage
Nous sommes donc au début de notre histoire, mais il manque quelque chose pour transformer
notre nuage en étoile et en planète. Pour donner naissance à une étoile et des planètes, ce nuage
de gaz doit s’effondrer sur lui-même à cause de la gravité. Les particules de gaz et de poussière
vont alors se rapprocher les unes des autres. Une partie de ce nuage effondré formera une grosse
boule de gaz : une future étoile. Le reste du nuage formera planètes et astéroïdes.
2.2.1 Pression et gravité
Mais tous les nuages moléculaire ne s’effondrent pas : quelque chose les empêche de s’effondrer.
Ce quelque chose, c’est la pression. On peut faire une analogie avec un ballon rempli de gaz : le
gaz a tendance à vouloir s’étendre et à pousser sur les parois de son contenant, tout comme le gaz
d’une nébuleuse a tendance à vouloir s’étendre et à repousser le milieu qui l’entoure. Cette force
de pression contrecarre la gravité.
Cette pression a diverses origines, la première étant l’agitation thermique des molécules du gaz.
La seconde raison est que le nuage possède un faible champ magnétique (comme un aimant), qui
crée une force de pression magnétique contrant la gravité. Enfin, ces nuages moléculaires tournent
sur eux-mêmes, et cette rotation s’oppose à la gravité. Cette rotation a aussi tendance à aplatir
très légèrement les nuages moléculaires.
2.2.2 Causes de l’effondrement
Cette pression doit être contrecarrée d’une manière ou d’une autre pour que le nuage s’effondre.
Dans certains cas, le nuage s’effondre quand il a atteint une masse suffisante pour contrecarrer
les effets de la température, du champ magnétique, et de la rotation du nuage. Cette masse critique s’appelle la masse de jeans, et on peut la calculer à partir des caractéristiques du nuage
moléculaire.
Une autre méthode pour faire s’effondrer un nuage moléculaire consiste à diminuer la pression
magnétique. Typiquement, des interactions avec le champ magnétique de la matière qui entoure
le nuage peuvent faire fuir l’énergie magnétique vers l’extérieur : la pression magnétique diminue
et le nuage peut s’effondrer.
Une autre méthode dépend du fonctionnement des galaxies spirales, qui ont des bras qui tournent
autour d’un noyau central. Les nébuleuses sont présentes dans toute la galaxie, y compris en dehors des bras : le gaz d’une galaxie forme une sorte de halo plus ou moins sphérique. Lorsqu’un
nuage de gaz rencontre un bras spiral qui se déplace, celui-ci va être soumis à des forces de pression en provenance du bras, qui vont le compresser et vont donc le faire s’effondrer sur lui-même.
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2 La nébuleuse primordiale
Les étoiles naissent ainsi en entrée du bras, et meurent en sortant du bras. C’est ainsi que les bras
spiraux se déplacent : par naissance et mort des étoiles qui le constituent.
Mais il existe une autre méthode : créer des zones de surdensité dans le nuage. Et le meilleur
moyen pour cela est de compresser le nuage. Des collisions entre galaxies ou entre nuages voisins
sont souvent une cause de compression des nuages moléculaires. Dans le cas de notre Soleil, on
pense que la cause de la compression du nuage est l’explosion d’une supernova à proximité d’un
nuage moléculaire. L’onde de choc de la supernova a compressé une partie du nuage, causant des
surdensités qui ont donné naissance à notre système solaire.
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3 L’effondrement de la nébuleuse
primordiale
La nébuleuse a enfin décidé de s’effondrer sur elle-même. Mais cet effondrement n’est pas vraiment une implosion : il s’agit plus d’une fragmentation de la nébuleuse en plusieurs gros nuages
de gaz. Ces nuages de gaz vont ensuite se diviser eux-mêmes en nuages plus petits sous l’effet
de la gravité, et ainsi de suite. D’un gros nuage de gaz de 100 à 100 000 fois la masse du Soleil,
on se retrouve avec de petits nuages de gaz qui donneront chacun une étoile avec un cortège de
planètes. Toutes ces étoiles resteront groupées et formeront un amas ouvert.
Par la suite, les étoiles de l’amas ouvert s’éloigneront et se disperseront progressivement. En effet, les étoiles ne tournent pas à la même vitesse autour du centre de la galaxie, et cette différence
aura tendance à éloigner les étoiles de l’amas les unes des autres. La gravité luttera contre cette
dispersion, mais elle ne remporte la bataille que sur de faibles distances. Ainsi, des groupes de
deux ou trois étoiles liées par la gravité se formeront : on parle respectivement d’étoiles binaires
et trinaires.
3.1 Protoétoile
La contraction du nuage de gaz a aussi une autre conséquence : le nuage va chauffer. Quand
on compresse un gaz, sa température augmente. C’est un phénomène physique assez classique,
qu’on illustre souvent par analogie avec une pompe à vélo. Si vous bouchez l’ouverture d’une
pompe à vélo et pompez quand même, vous verrez que l’embout de la pompe chauffera. Cette
augmentation de température a surtout lieu au centre du nuage de gaz, là où se trouvera le futur
Soleil ou la future étoile.
Cette augmentation de température va produire de la lumière. Au commencement, la lumière générée par l’échauffement du nuage pourra s’échapper du nuage assez facilement : le nuage n’est
pas assez dense pour devenir opaque. Par la suite, le nuage devenant de plus en plus dense avec
la contraction, il finira par devenir opaque : la lumière ne pourra pas s’échapper du nuage. L’augmentation de température devient alors nettement plus rapide, vu que la lumière est prisonnière.
3.1.1 Naine brune
Si la masse du nuage n’est pas suffisante, la température au centre de l’étoile ne permettra pas aux
noyaux d’hydrogènes de fusionner pour donner de l’hélium. Au tout début, il y aura bien fusion
de noyaux de deutérium, mais ces réactions prendront rapidement fin. A terme, aucune réaction
de fusion nucléaire ne s’enclenchera dans le nuage. Il se forme alors une naine brune, un amas de
gaz sans réactions nucléaires, très peu lumineux, qui se refroidit rapidement. Cela arrive quand
la masse de la proto-étoile est inférieure à 8% de la masse du soleil.
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3 L’effondrement de la nébuleuse primordiale
Figure 3.1 – Image de Xenoforme, GFDL et CC-BY-SA 3.0, wikipédia espagnol
3.1.2 Une étoile est née
Mais si la masse est suffisante, la température au centre de la protoétoile atteindra une valeur telle
que des réactions de fusion nucléaire s’enclencheront au centre du nuage : une étoile est née. A ce
moment-là, le vent solaire (un flux de particule émis par l’étoile) se met en place et souffle le gaz
proche de l’étoile. Le gaz se raréfiant près de l’étoile, il redevient transparent à la lumière de la
protoétoile, qui devient alors visible. La lumière va alors ioniser les restes du nuage moléculaire,
dont les molécules se cassent en ions H+ : le nuage moléculaire devient alors un nuage H2.
Au même moment, l’étoile émet des jets de gaz à ses pôles. Ces jets sont dus à l’augmentation de
la vitesse de rotation des gaz de l’étoile lors de la contraction, couplé à l’échauffement de l’étoile.
Le tout forme un objet de Herbig-Haro.
3.2 Le disque protoplanétaire
Le nuage de gaz qui donnera naissance au Soleil tournait sur lui-même avant de s’effondrer. Et
cela a une conséquence assez imprévue : sa vitesse de rotation va augmenter lors de l’effondrement (à cause de ce que l’on appelle la conservation du moment cinétique). L’augmentation de
la vitesse de rotation va alors aplatir le nuage, qui prend alors la forme d’un disque de poussières
et de gaz : un disque protoplanétaire s’est formé.
3.2.1 Évolution chimique
Avec l’arrêt de la contraction du nuage, le disque va refroidir peu à peu et ses gaz vont se condenser : une partie va se solidifier, tandis que le reste restera du gaz. À ce moment là, de nombreuses
réactions chimiques vont commencer à se produire. Suivant leur point de fusion et de vaporisation, tous les éléments chimiques ne réagiront pas. En effet, la température ne sera pas uniforme
dans tout le disque protoplanétaire : les zones proches du Soleil étant chauffée par sa lumière.
Les éléments chimiques dits réfractaires forment des liaisons chimiques à haute température, et
ont un point de fusion très élevé. Ces éléments réfractaires vont ainsi se condenser sans trop de
problèmes dans les zones proches du Soleil. On en trouve des traces dans des minéraux riches en
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3.2 Le disque protoplanétaire
Figure 3.2 – Image de Stanlekub, adaptée d’une image de Gmaxwell, GFDL 1.2, wikicommons
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3 L’effondrement de la nébuleuse primordiale
Figure 3.3 – Vision d’artiste d’un disque protoplanétaire, image libre de droits - NASA
calcium et aluminium, qu’on trouve dans des météorites formées en même temps que le système
solaire.
Les éléments à faible point de fusion ne pourront pas se solidifier près du Soleil à cause de la
chaleur : ils seront relégués loin du Soleil. Ainsi, les gaz et autres matériaux peu denses seront
relégués à la frontière du disque à cause de la température. Les éléments denses, plus lourds, ne
seront pas chassés par les hautes températures et la pression, et resteront près du Soleil. Pour
résumer, le silicium, le fer, le magnésium, et l’oxygène vont rester proches du Soleil, et donner
des planètes solides. Le méthane, l’ammoniac, l’hydrogène, l’hélium vont s’éloigner du Soleil et
donneront des planètes gazeuses.
3.2.2 Accrétion
Avec le refroidissement du disque, une partie du gaz va se condenser en petits grains de roche
et de glace de quelques millimètres. Le disque ressemble alors à un véritable billard de grains
de poussière qui tournent plus ou moins dans le même sens. L’ensemble ressemble un peu aux
anneaux de Saturne, mais en bien plus grand.
Ces grains vont ensuite se rapprocher par gravité et vont se coller les uns aux autres, pour donner
des petits astéroïdes de moins d’un kilomètre de diamètre : les planétésimaux. Les grains sont
faiblement retenus vu que la gravité est trop faible pour les coller ensemble. Ce collage des grains
fait intervenir des forces électromagnétiques qu’on appelle les forces de Van der Waals.
Par la suite, ces planétésimaux vont se rapprocher par gravité pour devenir de plus en plus gros.
Les gros corps vont alors avoir un net avantage : leur poids supérieur fait qu’ils attireront les corps
avoisinants par gravité. Les gros astéroïdes vont donc grossir de plus en plus, à force de collisions
avec les astéroïdes plus petits, et deviennent de plus en plus gros. Cette phase va durer 10 000
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3.2 Le disque protoplanétaire
à 100 000 ans. Le résultat sera des embryons de planètes de plusieurs milliers de kilomètres de
diamètre.
Ces embryons de planète vont alors grossir en attirant vers eux les planétésimaux restants. Leur
gravité imposante fait que les embryons de planète vont littéralement aspirer tout les petits corps
qui passent à proximité d’eux. Ensuite, les embryons de planètes vont s’attirer les uns les autres
et les collisions entre embryons de planète seront fréquentes. Ces collisions permettent aux embryons de fusionner entre eux, pour former de vraies planètes.
3.2.3 Planètes telluriques et gazeuses
Pour les planètes telluriques, ce processus s’arrêtera là. Elles attireront une faible quantité de gaz,
qui servira de première atmosphère. Mais leur faible gravité ne sera pas suffisante pour conserver
cette atmosphère, qui sera rapidement soufflée par le vent solaire.
Pour les planètes géantes, la distance du soleil diminue l’influence du vent solaire. De plus, leur
noyau rocheux est beaucoup plus lourd. Au-delà de 4 à 5 fois la masse de la Terre, le noyau a une
gravité suffisante pour conserver cette athmosphère. Cette atmosphère de gaz va alors surplomber le noyau composé de roches et de glace : une planète gazeuse géante est née.
Dans le cas de Jupiter et de Saturne, c’est essentiellement l’hydrogène qui va servir d’atmosphère,
alors que l’atmosphère d’Uranus et Neptune est composée d’hélium et de méthane. Uranus et
Neptune ont aussi une autre particularité : leur noyau rocheux est surplombé par de la glace, composée d’eau, d’ammoniac, et de méthane solidifiés.
Figure 3.4 – Structure interne des planètes gazeuses du système solaire. Image de la NASA
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3 L’effondrement de la nébuleuse primordiale
3.3 Vestiges
De nos jours, il reste des vestiges du disque protoplanétaire dans notre système solaire : astéroïdes, comètes, et autres corps du même genre. Ceux-ci peuvent ainsi nous donner des indices
sur ce qu’il s’est passé dans le disque. Plus particulièrement, une classe de météorites spécifique
s’est formée avec ce qui restait du disque une fois les premiers planétésimaux formés : les chondrites.
Ces chondrites se sont formées dans la partie interne du disque, là où les planètes telluriques se
sont mises en place. En conséquence, elles sont composées de silicates, avec parfois un peu de
calcium ou de magnésium, de Fer et de Nickel. Elles contiennent des petites billes de silicates,
les chondrules, qui sont noyées dans une matrice homogène. Ces chrondrules contiennent des
minéraux comme l’olivine ou le pyroxène et des inclusions de minéraux sensibles à la chaleur,
comme de l’anorthite. Certaines de ces chondrules contiennent d’ailleurs des inclusions riches
en Calcium et Aluminium, résultat des premières condensations des éléments réfractaires.
Figure 3.5 – Chrondrite
Si leur composition chimique est identique à celle du disque protoplanétaire, leur composition
minéralogique ne l’est pas. Il faut dire qu’avec les hautes températures, ces chondrites ont été
métamorphisées de l’intérieur : on trouve ainsi des traces d’eau dans certains minéraux des chondrites, alors que ces minéraux hydratés n’existaient pas dans le disque. De plus, les chocs avec les
autres astéroïdes ont causé la formation de minéraux qui n’existaient pas dans le disque original.
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4 La formation des planètes
Toutes les planètes telluriques ont été intégralement fondues peu après leur formation, il y a
4,5 milliards d’années. La chaleur qui a fait fondre les planètes telluriques a diverses origines.
Premièrement, toutes les planètes telluriques contiennent des éléments radioactifs, dont la désintégration produite de la chaleur. Ce mécanisme est toujours en cours à l’heure actuelle dans
la majorité des planètes telluriques, mais il a été nettement plus important lors de la formation
des planètes : les éléments radioactifs étaient alors plus nombreux, leur nombre ayant diminué
progressivement à la suite des désintégrations.
Deuxièmement, les planétésimaux qui se sont crashés sur ces planètes ont fourni une partie de la
chaleur : l’énergie cinétique des météorites se transforme en chaleur lors de l’impact. Vu qu’au
début du système solaire, ces impacts étaient nombreux, ils étaient suffisants pour faire fondre
une portion des planètes telluriques.
Pour les petites planètes, comme Mercure, cette création de chaleur a rapidement cessé, par
manque de combustible radioactif. La planète s’est alors rapidement refroidie, sans vraiment
générer de volcanisme. En se refroidissant, Mercure s’est contractée, donnant naissance à des
failles sur sa surface. Mais sur les autres planètes, le volcanisme a fait son œuvre et a masqué la
contraction thermique. Mieux : les planètes telluriques suffisamment massives, comme Vénus
ou la Terre, sont encore suffisamment chaudes pour avoir un volcanisme à l’heure actuelle.
4.1 Différenciation planétaire
Si vous regardez l’intérieur des différentes planètes telluriques, vous remarquerez facilement
que celui-ci est composé d’au moins trois grandes couches concentriques, aux compositions chimiques et propriétés physiques différentes :
— une croute et un manteau de silicium et d’oxygène ;
— et un ou plusieurs noyaux en Fer, avec un peu de Nickel.
Figure 4.1 – Structure interne des planètes telluriques du système solaire. Image de la NASA.
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4 La formation des planètes
Cela provient d’un mécanisme de différenciation : les éléments chimiques se sont répartis à des
profondeurs différentes dans l’océan de magma. Ce processus a commencé dans les planétésimaux : quand ceux-ci ont commencé à avoir une grande taille, leur température était suffisante
pour les faire fondre, et les différencier. Ce processus s’est poursuivit à l’intérieur des planètes
telluriques, avec des résultats différents sur chaque planète.
4.1.1 Causes physiques et chimiques
Une première cause de cette différenciation est la densité : les éléments denses et lourds sont
tombés, alors que les éléments légers ont flotté à la surface. En conséquence, Fer, Nickel, et autres
éléments métalliques lourds sont tombés vers le centre de la planète. Mais les silicates légers sont
restés dans les couches supérieures. Enfin, certains matériaux très légers ont surnagé à la surface
du magma, donnant naissance à une première version de la croûte.
Une seconde raison tient au fait que certains éléments chimiques forment plus facilement des
liaisons avec le silicium, d’autres pour le fer, d’autres encore pour l’oxygène, etc. Les éléments qui
ont une affinité avec le silicium ont tendance à rester dans les couches supérieures, alors que ceux
qui aiment le Fer tombent avec lui. Par exemple, l’Uranium et divers autres éléments radioactifs
ont tendance à se lier avec les silicates : on les retrouve donc dans la croûte, et notamment dans
la croûte continentale.
4.1.2 Formation du noyau
Le noyau s’est donc formé progressivement par la chute du Fer et du Nickel au centre de la Terre.
À l’heure actuelle, le modèle en vigueur dit que le Fer et le Nickel se sont combinés entre eux,
pour former divers composés chimiques. Ces composés n’étant pas solubles dans le magma de
silicates fondus, ceux-ci ont formé des gouttes de métal, qui sont lentement tombées au centre
de la planète.
Par la suite, le noyau a progressivement refroidi. Il faut dire que les matériaux radioactifs ne se
lient pas facilement au Fer et au Nickel. En conséquence, ceux-ci restent dans le manteau. Le
noyau n’étant pas chauffé de l’intérieur par manque de combustible nucléaire, ses couches internes refroidissent progressivement.
Les parties internes du noyau se solidifient en premier, ce qui fait que le noyau se solidifie de
l’intérieur. Pour les autres planètes que la Terre, ce processus a totalement solidifié le noyau : les
noyaux de Mercure, Vénus, Mars, sont totalement solides. Dans le cas de la Terre, ce refroidissement n’a pas encore solidifié tout le noyau, ce qui fait qu’il est composé de deux couches : un
noyau externe liquide, et un noyau interne solide.
4.1.3 Les vestiges
On trouve des traces de différenciation non seulement dans la structure interne des planètes,
mais aussi dans certains gros astéroïdes qui ont été suffisamment massif pour fondre. Certaines
météorites, les achrondrites, se sont formées à partir des couches mantelliques et crustales de ces
astéroïdes ou des planètes telluriques. Elles sont donc composées essentiellement de silicates.
D’autres météorites différenciées, les sidérites, sont composées de Fer et de Nickel. Elles proviennent donc du noyau de petits astéroïdes, qui se seraient totalement explosés à la suite d’un
impact un peu trop violent avec plus gros qu’eux.
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4.2 Évolution de la croûte terrestre
Enfin, on trouve quelques autres météorites spéciales :
— les pallasites, composées de cristaux d’olivine plongés dans une matrice métallique qui se
sont formés entre le manteau et le noyau ;
— et les mésosidérites, à l’origine plus incertaine.
4.2 Évolution de la croûte terrestre
Une fois que les planètes ont suffisamment refroidi, une croûte s’est formée à la surface de l’océan
de magma. Cette croûte était chimiquement similaire à la croûte océanique actuelle. À peu près à
la même époque, l’atmosphère s’est mise en place.
4.2.1 Tectonique des plaques
Sur les autres planètes que la Terre, la tectonique des plaques ne s’est pas mise en place. Il n’y a
que sur Terre que la tectonique des plaques est apparue. Mais la tectonique des plaques de l’époque
était différente de l’actuelle : la Terre était plus chaude, le manteau plus fluide, et cela avait des
conséquences. Les plaques devaient être beaucoup plus petites et nombreuses. Les mouvements
des plaques étaient nettement plus rapides, ce qui fait que les plaques se recyclaient très vite.
Figure 4.2 – Image de Bkilli1, wikicommons, CC-BY-SA 3.0
4.2.2 Formation des continents
Si des continents se sont formés sur Terre, ce n’est pas vraiment le cas sur les autres planètes
telluriques. Les premiers continents semblent dater d’il y a 4 milliards d’années, si l’on en croit
l’analyse de zircons datés de cette période. La majorité de la croute continentale se serait formée
entre 4 et 3 milliards d’années, même si seul 5 à 10% de la croute actuelle a été préservée.
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4 La formation des planètes
Certains pensent que les premiers continents se seraient formés par accumulation de magma à la
suite d’un volcanisme localisé. Certains expliquent ces épanchements de lave par un volcanisme
de point chaud. D’autres l’expliquent par la subduction de plaques océaniques : les plaques de
l’époque auraient alors fondus lors de la subduction, donnant naissance à de grandes quantités
de lave.
D’autres pensent enfin que les premiers continents seraient nés de l’accumulation et de la compression d’arcs océaniques, des chaines de volcans qui naissent lors de la subduction de deux
plaques. En se déplaçant sous l’effet de la tectonique, ces arcs volcaniques se seraient rencontrés
et auraient fusionné pour donner une ébauche de croûte continentale. Il existe des traces de ces
sutures d’arcs océaniques dans certaines cratons, sous la forme de ceintures de roches vertes.
Quelques indices expérimentaux et la géologie isotopique nous disent que les continents ont grandit progressivement au cours du temps, avec quelques sursauts épisodiques qui ont rapidement
augmenté la surface des continents. Il y aurait eu cinq grandes poussées de croissance continentales au cours des temps géologiques, avec une faible croissance entre les poussées.
Ces protocontinents étaient au départ formés de roches de la croûte océanique : péridotites, basaltes, etc. Par la suite, des processus métamorphiques et magmatiques ont transformé cette
croute en croute continentale (granitique essentiellement). Les protocontinents sont entrés en
collision les uns avec les autres, et se sont unifiés en continents plus gros.Les protocontinents
sont entrés en collision les uns avec les autres, et se sont unifiés en continents plus gros. Lors de
ces collisions, les roches des continents ont rapidement été métamorphisées, et refusionnées :
les premiers granites sont apparus. Progressivement, la totalité des continents s’est vu subir ce
traitement, transformant la totalité de la croute en roches métamorphiques et granitiques.
4.3 Naissance de l’atmosphère
Mercure, la Lune, et d’autres corps légers du système solaire, n’ont jamais eu d’atmosphère : leur
gravité est trop faible pour maintenir des gaz à leur surface. Pour les autres planètes, la première
atmosphère était composée de gaz résiduels, provenant du disque protoplanétaire, surtout de
l’hélium et de l’hydrogène. Pour les géantes gazeuses, éloignées du Soleil, le vent solaire n’a pas
pu disperser cette atmosphère. Sur les autres planètes, le vent solaire a littéralement soufflé celleci, la faisant disparaître.
Sur les planètes telluriques, le volcanisme a émis une grande quantité de gaz contenu dans le
manteau, formant une seconde atmosphère composée de CO2 , vapeur d’eau, et SO2 . Celle-ci a
perduré : elle était composée d’atomes et de molécules plus lourdes, que le vent solaire a eu du
mal à souffler. La formation du champ magnétique des planètes a fourni une protection supplémentaire contre le vent solaire. Sur Terre, une grande quantité d’eau est sortie du manteau, sans
compter la part apportée par les météorites. Cette vapeur d’eau s’est alors condensée en nuages,
avant de retomber en pluie sur le sol : les premiers océans étaient nés.
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5 Evolution gravitationelle du système
solaire
Il ne faut pas croire que les planètes occupent l’orbite sur laquelle elles se sont formées : en réalité,
elles se sont formées assez loin de leur orbité actuelle, et ont migré progressivement pour arriver
sur leur orbite. Ces migrations proviennent d’interactions gravitationnelles, soit avec le disque
protoplanétaire, soit avec d’autres planètes, soit avec l’étoile.
5.1 Migrations de type 1
Les planètes s’attirent entre elles, rendant leurs trajectoires assez chaotiques sur le long terme,
et ces interactions vont éjecter certaines planètes hors de leur orbite. De plus, les planètes vont
“frotter” contre le disque interplanétaire. Pour les grosses planètes, comme Jupiter, ce phénomène ne dure qu’un temps. Rapidement, la planète fait le vide autour d’elle : elle fait un véritable
trou circulaire dans le disque, réduisant les possibilités de frottement.
Ce frottement est partiellement dû à des ondes de densité que la planète va former lors de son
parcours du disque : lors de son passage, la planète va attirer vers elle les astéroïdes situés sur
des orbites proches, astéroïdes qui s’écarteront ensuite une fois la planète éloignée. Ces ondes de
densité vont attirer la planète, réduisant sa vitesse. À cause de ce phénomène, la planète ralentit,
et se rapproche donc de l’étoile : on parle de migration de type 1.
5.2 Modèle de Nice
Le modèle qui explique au mieux la mise en place des orbites du système solaire à l’heure actuelle
est le Grand Tack. Mais celui-ci est assez compliqué, aussi je vais vous parler d’un modèle antérieur,
sur lequel se base le Grand Tack : le modèle de Nice.
5.2.1 Déroulement
D’après ce modèle, toutes les planètes ont commencé par être éjectées vers l’extérieur à la suite
d’interactions avec des planétésimaux. Les planètes géantes, ont été le moteur de ce mouvement
général. De par leur gravité, elles ont attiré vers elles les planètes telluriques quand elles ont étés
éjectées vers l’extérieur.
Seule Jupiter a été projetée vers l’intérieur. Jupiter et Saturne sont alors entrés dans un phénomène gravitationnel dit de résonance orbitale. Leur orbite s’est alors subitement modifiée, devenant nettement plus courbe. En conséquence, les planètes géantes ont alors été éjectées sur des
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5 Evolution gravitationelle du système solaire
orbites plus aplaties. Sur ces orbites, Neptune et Saturne ont alors creusé le disque protoplanétaire qui était en place, envoyant presque tous les astéroïdes vers l’intérieur du système solaire.
Par la suite, diverses interactions remettent les planètes sur des orbites quasi circulaires.
Figure 5.1 – Modèle de Nice - Image d’Astromark, wikicommons, GFDL et CC-BY-SA 3.0
5.2.2 Grand bombardement tardif
Le modèle de Nice permet d’expliquer pourquoi, aux alentours de 600 millions d’années d’existence, le taux de chute d’astéroïdes a fortement augmenté. À cette période, les planètes ont reçu
un véritable bombardement d’astéroïdes, qui était nettement plus violent qu’auparavant : ce phénomène a été appelé le grand bombardement tardif. Cela provient du fait que les astéroïdes déplacés par Neptune et Uranus sont retombés vers l’intérieur, sur les planètes telluriques. Cela explique aussi pourquoi les régions de Neptune et Uranus sont relativement pauvres en astéroïdes,
et pourquoi les planètes géantes sont riches en satellites.
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6 Conclusion
Cette histoire se termine avec l’apparition de la vie sur la Terre. Mais ceci, est une autre histoire.
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