Formation Et Évolution Du Système Solaire


Formation Et Évolution Du Système Solaire

Formation et évolution du système solaire

Vue d'artiste d'un disque protoplanétaire.

Les théories concernant l'origine et l'évolution du système solaire sont complexes et variées, mettant en jeu de nombreuses disciplines scientifiques, comme l'astronomie, la physique en passant par la géologie et la planétologie. À travers les siècles, beaucoup de théories relatives à sa création ont été avancées, mais il eut fallu attendre le XVIIIe siècle pour que les théories modernes commencent à prendre forme. À l'aube de l'âge spatial, les images et les structures des autres mondes au sein du système solaire affinèrent notre compréhension, tandis que la physique nucléaire nous donna nos premiers aperçus des processus fondamentaux à l'intérieur des étoiles, aboutirent finalement à nos premières théories de leur création et de leur destruction finale.

Sommaire

Nébuleuse solaire

Un disque protoplanétaire se formant dans la nébuleuse d'Orion.
Article détaillé : Nébuleuse solaire.

L'hypothèse la plus couramment admise sur la formation du système solaire est l'hypothèse de la nébuleuse primitive, d'abord proposée en 1755 par Emmanuel Kant et indépendamment formulée par Pierre-Simon Laplace[1]. La théorie de la nébuleuse soutient que le système solaire a été formé à la suite de l'effondrement de la gravité d'un nuage gazeux appelé la nébuleuse solaire. Elle avait un diamètre de 100 ua et possédait une masse deux ou trois fois celle du Soleil.

Au cours du temps, une perturbation (probablement une supernova voisine) bouscula la nébuleuse, repoussant la matière vers l'intérieur jusqu'à ce que les forces gravitationnelles dépassent la pression gazeuse, elle commença alors à s'effondrer. Alors que la nébuleuse s'effondrait, la conservation du moment cinétique conduisit à ce qu'elle tourne sur elle-même plus rapidement et qu'elle devienne plus chaude.

Datation

En utilisant la datation radioactive, les scientifiques évaluent l'âge du système solaire à environ 4,6 milliards d'années.
Des grains de zircon terrestres inclus dans des roches (plus récentes qu'eux) ont été datés de plus de 4,2 milliards d'années, voire jusqu'à 4,4. Les plus anciennes roches terrestres ont un âge d'environ 4 milliards d'années[2]. Des roches de cette ancienneté sont rares, comme la croûte terrestre est constamment modelée par l'érosion, le volcanisme et la tectonique des plaques.
Pour estimer l'âge du système solaire, les scientifiques doivent utiliser des météorites qui se sont formées au début de la condensation de la nébuleuse solaire. Les plus anciennes météorites (telle que la météorite de Canyon Diablo) s’avèrent avoir un âge de 4,6 milliards d'années, par conséquent le système solaire doit au moins avoir cet âge.
La condensation du système solaire à partir de la nébuleuse primitive se serait faite relativement rapidement, en 10 millions d'années au plus.

Évolution subséquente

On pensait tout d'abord que les planètes s'étaient formées à proximité ou dans leurs orbites actuelles. Cependant, cette représentation a subi un changement radical à la fin du XXe siècle et au début du XXIe siècle. Aujourd'hui, on pense que le système solaire semblait très différent de sa formation initiale, avec cinq objets au moins aussi massifs que Mercure dans le système solaire interne (contre quatre actuellement), le système solaire externe étant plus compact qu'il n'est maintenant, et la ceinture de Kuiper commençait plus loin qu'elle ne l'est à présent.
On pense aujourd'hui que les impacts de météorites représentent une part régulière (néanmoins peu fréquentes) du développement et de l'évolution du système solaire. La formation de la Lune, tout comme celle du système Pluton-Charon est le résultat d'une collision d'objets de la ceinture de Kuiper. D'autres lunes proches des astéroïdes et d'autres objets de la ceinture de Kuiper seraient aussi le produit des collisions. Que de tels entrechocs continuent à se produire, cela peut être illustré par la récente collision de la comète Shoemaker-Levy 9 avec Jupiter en juillet 1994, ou l'évènement de Toungouska le 30 juin 1908.

Évolution chaotique des orbites

L'étude des orbites des planètes s'est longtemps soldée par des échecs répétés, les observations tendant à s'écarter de tables pourtant de plus en plus précises. Ainsi l'existence de Neptune fut-elle pressentie pour corriger les errements d'Uranus. Toutefois, une fois les trajectoires des planètes correctement modélisées pour les temps actuels, la question restait posée de la régularité de ces mouvements sur le long terme. Lorsque Kepler introduit les mouvements elliptiques dans le système héliocentrique, les mouvements sont décrits comme périodiques, stables et indéfiniment réguliers. La gravitation newtonienne altère ensuite ce schéma en imposant des perturbations relatives, mais la stabilité apparente du système solaire conduit à penser que l'intervention divine maintenait la cohésion du système solaire. Laplace et Lagrange montrent enfin que les irrégularités observées ne sont guère que des oscillations légères de la forme de orbites (excentricité).

Toutefois, lorsque les calculs de trajectoires sont effectués pour des temps reculés, les solutions font intervenir des marges d'erreurs de plus en plus importantes, de sorte que le mouvement des orbites n'est plus régulier mais chaotique[3]. Le modèle actuel montre une divergence exponentielle des trajectoires et de l'orientation des plans orbitaux. En réalité, la stabilité apparente des résultats de Laplace et Lagrange tient surtout au fait que leurs solutions étaient basées sur des équations partielles. Au-delà de quelques dizaines de millions d'années, l'incertitude sur les orbites est énorme. Au cœur de ces évolutions se trouve le phénomène de résonance orbitale, qui peut engendrer des phases critiques dans l'évolution des orbites sur le long terme (voir ainsi l'exemple de Mars et l'impact sur son climat). Toutefois, l'évolution chaotique des orbites est limitée : si on considère le critère de l'excentricité, par exemple, il est impossible de donner une valeur précise au-delà de quelques dizaines de Ma, mais on sait dans quelle fourchette de valeurs elle doit se situer. À très long terme, les modèles montrent que le système solaire a un comportement quasi-stable : concernant les orbites des planètes, J. Laskar parle ainsi de « stabilité marginale. Â»

Notes et références

  1. ↑ (en) T. J. J. See, « The Past History of the Earth as Inferred from the Mode of Formation of the Solar System Â», dans Proceedings of the American Philosophical Society, The American Philosophical Society, vol. 48, no 191, 1909, p. 119-128 [texte intégral] 
  2. ↑ La datation absolue des objets géologiques tel que roches, fossiles ou minéraux sur geopolis-fr.com. Consulté le 7 mai 2009
  3. ↑ (en) J. Laskar, A.C.M. Correia, M. Gastineau, F. Joutel, B. Levrard et P. Robutel, « Long term evolution and chaotic diffusion of the insolation quantities of Mars Â», dans Icarus, vol. 170, no 2, 2004, p. 343-364 (ISSN 0019-1035) [résumé, [pdf] texte intégral lien DOI] 

Voir aussi

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