A 1 500 années- lumièrelumière de nous, dans la nébuleuse d'Orionnébuleuse d'Orion existe une pouponnière stellaire, où naissent des étoilesétoiles en formation, dont certaines, sont ceinturées d'un disque de gazgaz et de poussières. Nous pensons aujourd'hui, que notre système solairesystème solaire a certainement débuté ainsi il y a environ 4,6 Milliards d'années. En effet, la formation du système solaire à commencé par l'effondrementeffondrement d'un nuage interstellaire, dense et froid, où se forment des moléculesmolécules d'hydrogèneshydrogènes(H2) ou d'oxyde de carbonecarbone(CO) appelées nuages moléculaires. Ce nuage se serait rapidement structuré en un disque de poussières en rotation dont au centre se serait formé notre étoile.

Le système solaire façonné par les cendres d'anciennes étoiles !

Les étoiles sont le siège d'intenses activités thermonucléaires. Selon leur massemasse, des réactions nucléairesréactions nucléaires différentes vont se produirent, et ainsi engendrer des éléments chimiqueséléments chimiques (sauf l'Hydrogène & l'HéliumHélium apparus lors du Big-Bang!), processus appelé : nucléosynthèse stellaire. Ainsi lorsque une étoile est en fin de vie, elle disperse dans l'espace la matièrematière qu'elle a produite. Ce nuage de matière, appelée nébuleuse, va, à son tour,si les conditions sont réunies, participer à une nouvelle génération d'étoiles, et accompagnées, pour certaines d'entre-elles, de leurs cortèges planétaires. On pense aujourd'hui que la nébuleuse initiale qui a donné naissance à notre systéme solaire, aurait été amorcé par l'explosion d'une supernova, ou la traversée d'un bras spirale de notre voie lactéevoie lactée, dans les deux cas,la pressionpression exterieure subie par le nuage (provoquée par une onde de choc) viendrait en renfortrenfort à la gravitationgravitation et favoriserait l'effondrement.

Composition d'une nébuleuse

L'hydrogène & l'Hélium, sont les éléments les plus abondants, elles restent sous forme gazeuse, ainsi la majeure partie de la nébuleuse solaire (98 %) est gazeuse. Les autres éléments : (sous forme de molécules) le carbone,l'azoteazote, et l'oxygèneoxygène représentent presque 2% de la masse de la nébuleuse. Le reste ( - de 0,3%) sont les oxydes, tels que : le ferfer, et le nickelnickel, on les appelle, les réfractairesréfractaires, elles sont stables. Les éléments les plus fréquents de ce groupe sont le magnésiummagnésium, le siliciumsilicium, le soufresoufre et le fer. Un processus important est la formation d'oxyde de silicium (la silicesilice SiO) avec lequel les autres éléments réagissent en formant des silicatessilicates.

Ces 2% constitue la matière solidesolide de notre système solaire! ces grains solides ne font que 0,1 micromètremicromètre, et sont constitués d'une structure en 3 couches : un noyau de silicates et de métauxmétaux ; un manteaumanteau de substances carbonées ; et enfin une couche de glace recouvrant le manteau.

Principales étapes de la formation du système solaire ...


(modèle de la nébuleuse légère de Safronov)

Les planètes telluriques

D'un côté les molécules d'Hydrogène & d'Hélium, et de l'autre ces grains solides dont ces derniers, vont grâce à une certaine agitation thermique, se rapprocher et s'agréger à cause de leur surface légèrement collante, de surcroît la turbulenceturbulence du gaz và entraîner les particules dans des tourbillonstourbillons et former de plus gros agrégats, de quelques centimètres,et prendront la forme d'un flocon poreux. Ensuite un autre mécanisme vient à la rescousse : la gravité. En effet, les particules de plus en plus grosses ressentent davantage la gravitégravité, elles tombent en spirale, vers le plan équatorial de la nébuleuse, rencontre lors de leur chute de plus petit flocons, et ainsi grossissent jusqu'à plusieurs dizaines de mètres. Le gaz quant à lui tombe plus lentement,freîné par sa propre pression. Ces "supergrains" résident dans un disque mince : c'est à partir de ce disque que se forment les planètes. Ensuite le disque va se fragmenter pour cause d'instabilité gravitationnelle, et former des planétésimaux de 5 à 10 kilomètres (à titre de comparaison, la TerreTerre pourrait contenir l'équivalent de 10 milliards de planétésimaux !) de diamètre. Imaginez ! plusieurs dizaines de milliards de ces "pseudo planètes" tournant en orbiteorbite dans le même plan autour du proto-Soleil, à peu près à la même vitessevitesse et d'une façon quasi parralèlle entre-elles ! Mais par moment arrive où certaines s'entrechoquent, et se collent l'une à l'autre, formant un agrégat, qui par accumulation de masse augmente aussi sa gravité, et vice-versa... L'accrétionaccrétion s'emballe, le corps le plus grand croît aux dépens des autres et devient un embryonembryon de planète. Lorsqu'il atteint la taille de la lunelune, et après avoir "happé" tous les planétésimaux de son entourage l'embryon de planète cesse de croître.Toutefois loin d'être encore de la taille d'une planète tellurique,les embryons formés, vont avoir leur trajectoires se croiser à cause de la perturbation gravitationnelle provoquée par la protoplanète JupiterJupiter, formée un peu avant, il en résulte des impacts énormes de corps de centaines ou de milliers de kilomètres, ce sera l'étape finale à la formation de planètes telluriquesplanètes telluriques.

Les géantes gazeuses

Quant aux géantes gazeusesgéantes gazeuses (Jupiter;SaturneSaturne;Uranus et NeptuneNeptune), comme l'indique leur nom, sont constituées essentiellement de gaz d'hydrogène & d'Hélium, ainsi que dans leur coeur d'un noyau massif constitué de glace d'eau, de gaz carboniquegaz carbonique, d'azote, d'oxygène, d'ammoniacammoniac, et de métnane. Leurs constitutions s'est déroulée par le même phénomène d'accrétion que les telluriques. En s'éloignant du soleilsoleil les gaz se seraient transformés en glaces, du fait de la diminution de la température, et par le biais de la gravité auraient formés un noyau qui pourrait atteindre dix fois la masse de la terre, mais serait moins dense que les noyaux telluriques. Ces noyaus seraient, alors susceptibles d'attirer par gravitation la masse de gaz qui les entoure.

La ceinture d'asteroïdes

Ces astéroïdesastéroïdes sont situés entre Mars et Jupiter. On sait aujourdh'hui qu' ils ne sont pas des débris d'une planète éclaté, mais des planétoides n'ayant pu s'agglomérer ! En effet, l'étude des météoritesmétéorites montre que si ces fragments provenait d'une même planète, la signature isotopique de l'oxygène devrait être la même! et manifestement, ce n'est pas le cas ! La cause est due à Jupiter et à sa fameuse influence gravitationnelle, elle modifia la strucutre de la région entre 2 et 4 UAUA, renforcant les excentricitésexcentricités des planétoides, et les accélérant à des vitesses empêchant toutes accrétion pour former une planète.

La ceinture de Kuiper et le nuage de Oort

Ce sont des réservoirs de comètes, qui selon la taille et l'orientation de l'orbite, ainsi que la duréedurée de leur période, proviennent soit de la ceinture de Kuiperceinture de Kuiper,soit du nuage de Oortnuage de Oort. En effet ces comètescomètes ont été formées en même temps que le système solaire, il y a 4,6 milliards d'année,la ceinture de kuiper se situe à environ 40 UA (40 fois la distance soleil/Terre) et est constituée de comètes,dites à courte période (ex: comète de Halleycomète de Halley), leur orbite se situe au niveau de l'ecliptique et ont une période orbitalepériode orbitale de moins de 200 ans.Concernant le nuage de Oort,il est constitué de comètes dites à longue période (ex:comète Hale-Bopp), le nuage de Oort se situe entre 40 000 et 100 000 UA du soleil ! A peu près à mi-chemin des étoiles les plus proches, dont ces dernières sont à 4 années-lumièreannées-lumière. Leur orbite sont très inclinée, contrairement aux comètes à courte période, et ont une période orbitale supérieur à 200 ans.