Comment le Système solaire s’est-il formé? Pas en un jour, c’est certain. Découvrez ou redécouvrez l’histoire de la formation du Soleil et des planètes, ainsi que leur évolution jusqu’à nos jours, en quelques lignes et en images.

Par Fleur Olagnier.

De gauche à droite: le Soleil, Mercure, Vénus, la Terre, Mars, Saturne, Jupiter, Uranus et Neptune. L'échelle de tailles est respectée, pas l'échelle des distances.

Le Système solaire représenté ici par le Soleil et les huit planètes qui gravitent autour. L’échelle des tailles est respectée mais pas celle des distances. Crédit : Ken Flerlage

Il était une fois, il y a 4,5 milliards d’années…

L’hypothèse de la nébuleuse solaire est le modèle le plus couramment utilisé pour décrire la formation et l’évolution du Système solaire. Élaborée au XVIIIe siècle par le suédois Emanuel Swedenborg, le philosophe Emmanuel Kant et l’astronome Pierre-Simon de Laplace, elle fait aujourd’hui consensus au sein de la communauté scientifique.

En tout point de l’Univers observable, matière et gaz se côtoient. Et en certains endroits, ils se concentrent sous la forme de nébuleuses interstellaires. Ainsi, il y a environ 4,55 milliards d’années, une nébuleuse interstellaire géante dite primitive, située dans le bras spiral d’Orion de la Voie lactée à environ 27 000 années lumières du centre galactique, a accueilli en son sein un extraordinaire spectacle…

Vue d'artiste de notre Voie lactée montrant les noms des différents bras spiraux en anglais et la position de notre Système solaire près du bars spirale d'Orion.

Notre Système solaire s’est formé près du bras spirale d’Orion de la Voie lactée, à l’endroit marqué “Sun” sur cette image en bas au centre. Crédit : Nasa/JPL/Caltech/R. Hurt

Selon l’hypothèse de la nébuleuse solaire, à l’intérieur de la nébuleuse géante, un nuage moléculaire très massif, froid, dense, tournant très rapidement sur lui-même et composé d’hydrogène et d’hélium, aurait été soumis à une perturbation, probablement due à l’explosion d’une supernova voisine.

Or, les nuages moléculaires sont gravitationnellement instables. La matière s’y regroupe en petits amas plus denses, eux aussi en rotation. Sous l’onde de choc générée par l’explosion de la supernova, ces petits amas se seraient donc effondrés. Aplatis, ils ont chacun donné naissance à un disque de gaz en rotation appelé disque protoplanétaire, entourant une région ultra-compacte nommée cœur protostellaire ou protoétoile.

Vue d'artiste de la formation du Système solaire. Au centre, une boule brillante est la protoétoile qui correspond à notre bébé Soleil et le disque de gaz et de matière qui l'entoure est un disque d'accrétion dans lequel vont se former les planètes du Système solaire.

La protoétoile au centre, notre bébé Soleil, est entourée d’un disque de gaz et de matière dans lequel se formeront les planètes du Système solaire. Crédit : Nasa/JPL

Parmi ces protoétoiles, se trouvait notre bébé Soleil! Notre étoile est donc née en compagnie d’autres étoiles regroupées dans un cercle de 6,5 à 19,5 années-lumière de diamètre environ. C’est en effet bien connu, les étoiles naissent en groupe dans les nuages moléculaires, souvent surnommés pouponnières d’étoiles.

Formation des planètes du Système solaire

Dans le disque protoplanétaire entourant notre protoétoile, les atomes se sont peu à peu agglomérés pour former des poussières. Puis, celles-ci sont entrées en collision, donnant naissance à de petites planètes: les planétésimaux. Ce sont ces corps qui ont continué à grossir en accrétant toujours plus de matière jusqu’à constituer les huit planètes du Système solaire, il y a environ 4,4 milliards d’années. Ainsi formées à partir d’un disque, les planètes gravitent toutes dans le même plan autour du Soleil appelé plan de l’écliptique.

Première observation d'un disque protoplanétaire obtenue par ALMA en 2014, ici autour de la jeune étoile HL Tauri au centre de l'image. Des cercles sombres correspondent aux orbites des futures planètes, et alternent avec des cercles brillants de gaz..

Première observation d’un disque protoplanétaire obtenue par le radio-télescope ALMA en 2014, ici autour de la jeune étoile HL Tauri. Les cercles sombres correspondent aux orbites des futures planètes. Crédit : ALMA/ESO/NAOJ/NRAO

Pendant environ 50 millions d’années, le Soleil nourrisson a quant à lui agrégé de plus en plus de matière et s’est contracté, faisant augmenter pression et température en son centre. Puis, une fois notre protoétoile à 15 millions de degrés, les réactions thermonucléaires se sont enclenchées et le Soleil s’est mis à briller (Voir notre dossier Science & Espace Les étoiles : naissance, vie et mort).

Par ailleurs, l’aspect final des planètes dépend de leur distance au Soleil. Près de celui-ci, les éléments légers sont trop chauds pour se condenser. Le matériau qui constitue ces astres est donc riche en éléments lourds, comme le fer ou le silicium. Cela donne naissance aux planètes telluriques de forte densité (Mercure, Vénus, la Terre et Mars).

Loin de notre étoile, des noyaux denses issus de l’accrétion des planétésimaux s’entourent peu à peu d’une enveloppe de gaz, pour finalement aboutir à des planètes très massives et volumineuses. Ce sont les planètes gazeuses, principalement constituées d’hydrogène et d’hélium, et donc peu denses (Saturne, Jupiter, Uranus et Neptune).

La formation du Système solaire résumée en quatre étapes. De haut en bas: contraction d’un nuage d’hydrogène et d’hélium, aplatissement du système, formation de planétésimaux, mise en route des réactions nucléaires au centre, apparition du système sous sa forme actuelle.

Les étapes de formation du Système solaire: (1) contraction du nuage, (2) aplatissement, (3) formation de planétésimaux, (4) démarrage des réactions nucléaires au centre, (5) apparition d’un système proche de l’actuel. Crédit : Université du Mississippi/Département de physique et astronomie

À noter qu’en définitive, le Soleil représente 99,86% de la masse totale du Système solaire! Il a en effet capté cette proportion de la poussière et du gaz du nuage originel, tandis que Jupiter s’est formée à partir de 71% du restant, et les autres planètes se sont partagées le résidu final.


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Le modèle de Nice pour mieux expliquer la formation du Système solaire

Pendant des décennies, il faisait consensus dans la communauté des astrophysiciens que les planètes du Système solaire s’étaient formées à l’emplacement de leurs orbites actuelles. Toutefois, cette hypothèse ne parvenait pas à expliquer certains événements de l’histoire du Système solaire, comme le grand bombardement tardif, la formation du nuage d’Oort ou encore l’existence de Neptune, de la ceinture de Kuiper et des astéroïdes troyens de Jupiter.

Alors en 2005, une équipe niçoise de l’observatoire de la Côte d’Azur a publié une nouvelle théorie dans la revue scientifique Nature: le modèle de Nice. Ce scénario élaboré à partir de simulations numériques est à ce jour le plus réaliste permettant d’expliquer la formation du Système solaire et les événements précédemment cités.

La coupole de l'observatoire de Nice surplombant la ville de Nice et la mer Méditerranée.

L’observatoire de Nice surplombant la mer Méditerranée. Crédit : Office du tourisme de Nice

Dans le modèle de Nice, les planètes gazeuses auraient migré de leur orbite initiale après avoir été créées. Jupiter se serait rapprochée du Soleil, tandis que Saturne, Uranus et Neptune s’en seraient éloignées.

En effet, après la dissipation du gaz et de la poussière du disque solaire primordial, les quatre géantes gazeuses se seraient situées sur des orbites quasi-circulaires bien plus proches et compactes qu’aujourd’hui, à des distances d’environ 5,5 à 17 unités astronomiques (UA).

NB: 1 unité astronomique (UA) = 1 distance Terre-Soleil = 150 millions de kilomètres 

Un disque de planétésimaux constitués de roche et de glace s’étendait lui de l’orbite de la plus lointaine planète géante (17 UA) à environ 35 UA. Puis au fil du temps, les perturbations gravitationnelles des quatre planètes ont chassé ces planétésimaux dans toutes les directions. Or, d’après le principe d’action-réaction d’Isaac Newton, si une planète éjecte un corps vers l’extérieur du Système solaire, en compensation, elle se déplace elle-même en direction de l’intérieur du système, et inversement. C’est ainsi que Jupiter se serait rapprochée du Soleil et que les autres planètes gazeuses s’en seraient éloignées.

Schéma du Système solaire sur lequel on voit l'orbite de Neptune déformée, plus excentrique, c'est-à-dire plus ovale. t Neptune ont notamment été déformées. Cette modification aurait induit la création de la ceinture de Kuiper, du nuage d'Oort ou le grand bombardement tardif.

Dans le modèle de Nice, les orbites d’Uranus et Neptune ont notamment été déformées. Ceci aurait induit la création de la ceinture de Kuiper, du nuage d’Oort ou le grand bombardement tardif. Crédit : Joe Hahn

Puis, après plusieurs centaines de millions d’années d’une migration lente et graduelle, Jupiter et Saturne sont entrées en résonance 2:1. Autrement dit, dans le temps où Saturne effectue une orbite autour du Soleil, Jupiter en fait deux. Cette résonance a modifié leurs orbites qui de circulaires sont devenues excentriques (ovales), et de nouvelles interactions gravitationnelles ont fait que Jupiter a déplacé Saturne jusqu’à sa position actuelle (à environ 9,5 UA du Soleil).

Création de la ceinture de Kuiper, du nuage d’Oort et grand bombardement tardif

Dans sa nouvelle position, ce fut alors au tour de Saturne de modifier les orbites d’Uranus et Neptune, qui devinrent bien plus excentriques. Ces nouvelles trajectoires ont fait voyager les deux géantes glacées jusque dans le Système solaire externe, où se trouvait le disque de planétésimaux (entre 17 et 35 UA). Par gravitation, Uranus et Neptune ont ensuite dispersé des dizaines de milliers de planétésimaux, près de 99% de la masse du disque, dans toutes les directions.

Les objets éjectés vers l’extérieur auraient alors formé la ceinture de Kuiper, un large anneau d’astéroïdes située entre 30 et 55 UA, au-delà de l’orbite de Neptune, dans lequel se trouve notamment la planète naine Pluton. Le nuage d’Oort, sphère géante localisée entre 20 000 et 100 000 UA qui contiendrait des milliards de petits corps et comètes, serait également issu de ce processus. De plus, les planétésimaux projetés vers l’intérieur du Système solaire auraient quant à eux impacté les planètes telluriques en un grand bombardement tardif (GBT). Pendant cette période, entre 4,1 et 3,9 milliards d’années avant notre ère, le nombre d’impacts de météorites et de comètes sur la Terre, la Lune et leurs voisines aurait considérablement augmenté.

La vidéo ci-dessous montre deux simulations du modèle de Nice. Dans la première, Neptune et Uranus changent de place, ce qui permettrait d’expliquer la masse de toutes les planètes. Dans la seconde, Neptune est déjà la géante la plus éloignée du Soleil.

Finalement, après toutes ces mésaventures, les orbites des quatre géantes ont fini par se stabiliser, celles d’Uranus et Neptune sont redevenues quasi-circulaires, et le Système solaire a pris la configuration que nous lui connaissons aujourd’hui.