Adapt

1
Petite histoire
de la formation
du système solaire
suivi de
Un peu de Soleil

• Adapté du cours NTEASTRO (Observatoire de Lyon)
  et de
• http//www.dstu.univ-montp2.fr/ENSEIGNEMENTS/DOCPE
  D/Doc/DocCycle1/DLB/STU1/SystSol/index.html
• Observatoire de Lyon Université Lyon 1

2
Les lois de la mécanique permettent de décrire
rigoureusement le mouvement des planètes dans le
système solaire. Elles ne donnent aucune
explication pour toute une série de faits
observationnels. Elles prédisent des orbites
elliptiques pour les planètes, elles n'expliquent
pas pourquoi les orbites des planètes sont
approximativement dans un même plan. Ces
observables que nous allons énumérer sont donc
des conséquences du mécanisme de formation du
système solaire. Toute théorie de formation
devra permettre l'explication de ces observables.
3
1. Les observables

• Les planètes orbitent approximativement dans un
  même plan,
• le Soleil tourne sur lui-même, et l'équateur
  solaire est voisin de ce plan,
• les orbites des planètes sont presque
  circulaires,
• les planètes parcourent leurs orbites dans le
  même sens (sens de rotation du Soleil, qualifié
  de direct),
• les planètes diffèrent en composition,
• les planètes riches en métal étant vers le centre
• les planètes gazeuses vers l'extérieur,
• les planètes tournent sur elles-mêmes dans le
  sens direct (à part Vénus et Uranus),
• les planètes géantes ont des sous-sytèmes de
  satellites dans le même plan principal,
• 90 du moment cinétique du sytème solaire est
  dans le mouvement des planètes.

4
On peut éventuellement ajouter à ces observables
la loi de Titius-Bode qui donne la distance des
planètes selon la loi D 0.40.3 x 2n-1, n
étant un nombre entier et D la distance
planète-Soleil en unités astronomiques. Cette
loi est vue par la plupart des astronomes comme
une simple coïncidence. Elle ne marche d'ailleurs
pas pour Neptune, mais a "prédit" l'existence de
la ceinture d'Astéroïdes (n4). Quoiqu'il en
soit, aucun modèle satisfaisant ne permet
d'expliquer cette loi, et il faudra attendre
l'observation d'autres systèmes stellaires pour
savoir si elle a une quelconque portée
universelle.
5
J.D.Titus et J.E.Bode (fin du XVIIIe siècle).
http//en.wikipedia.org/wiki/Titius-Bode_law http
//fr.wikipedia.org/wiki/Loi_de_Titius-Bode
6
2. les modèles de formation
Il existe deux classes de modèles pour expliquer
la formation du système solaire les
théories catastrophiques invoquant un événement
accidentel comme la collision du Soleil et d'une
autre étoile, les théories non
catastrophiques décrivant la formation du système
solaire comme une conséquence naturelle de la
formation du Soleil.
Différence de prédiction très notable de ces deux
théories par la fréquence de formation d'un
système stellaire.
7
Premier scénario (catastrophique) la probabilité
de rencontre de deux étoiles dans la Galaxie
étant d'une sur plusieurs millions, le système
solaire serait quasiment unique et on n'en
observera probablement jamais d'autre.
Second scénario (non catastrophique) prédit
l'existence de systèmes planétaires autour d'un
très grand nombre d'étoiles. On sait depuis
quelques années que des planètes géantes existent
autour d'autres étoiles, ce qui plaide en faveur
du scénario "naturel". Les astronomes
considéraient ce type de théories préférables
bien avant la découverte de planètes
extra-solaires. Il faut toutefois être bien
conscient du fait que les détails de ce scénario
sont encore aujourd'hui largement discutés dans
la communauté scientifique.
8
3. La nébuleuse proto-planétaire

• Observation les étoiles se forment au sein de
  vastes nuages moléculaires dimension quelques
  dizaines d'années-lumière
• masse de plusieurs dizaines de milliers de
  masses solaires.
• ? Ces nuages peuvent, sous l'impact d'une force
  extérieure, être comprimés
• explosion de supernova
• rencontre avec dautres nuages
• ? Cette compression entraîne un effondrement
  gravitationnel.
• ? et fragmentation en un ensemble de nébuleuses
  proto-stellaires
• ? nébuleuse continue de s'effondrer
  gravitationnellement.
• ? C'est dans l'évolution d'une telle nébuleuse
  que se forme le système planétaire.

9
(No Transcript)
10
(No Transcript)
11
3.a. Composition de la nébuleuse proto-solaire

• Matériau qui forme le nuage moléculaire
• composé essentiellement d'hydrogène et d'hélium,
  les éléments les plus abondants de l'Univers,
• éléments lourds sous forme de grains solides de
  100 à 1000 nm (la dimension de particules dans la
  fumée de cigarette) riches en fer, silicates et
  composés carbonés.

12
3.b. Formation du disque proto-planétaire
Si la nébuleuse n'avait aucun mouvement de
rotation, l'effondrement se ferait de façon
isotrope et serait à symétrie sphérique. Le
moindre mouvement de rotation s'amplifie avec la
contraction gravitationnelle Conservation du
moment cinétique
où r est le rayon et w la vitesse angulaire.
Or r diminue au cours de l'effondrement, donc w
augmente.
13
Dans ce plan la matière forme un disque et est
pratiquement en orbite képlerienne autour de la
proto-étoile. Du fait de la viscosité, la
matière est ralentie et tombe en spiralant (très
lentement) vers le centre c'est l'accrétion.
3.b. Formation du disque proto-planétaire
L'essentiel de la matière s'effondre toutefois au
centre du disque pour former la proto-étoile. Le
reste de la matière ne pouvant reste en orbite
autour de la proto-étoile.
14
Le noyau de cette nébuleuse se contracte et
devient de plus en plus chaud, le reste de la
matière s'organisant en un disque plat autour de
ce noyau.
15
3.c. Evolution du disque protoplanétaire
L'effondrement du nuage initial se fait
rapidement (100 000 ans) Au cours de
l'effondrement, la température du gaz augmente (à
cause de la compression) et les grains se
vaporisent. Une fois le disque formé, le gaz tend
à se refroidir en rayonnant par rayonnement, car
il devient transparent. Après 100 000 ans, le
proto-soleil rayonne une très forte énergie, sa
luminosité étant 500 fois sa luminosité actuelle.
16
Dans le noyau la température augmente par
contraction jusqu'à 10 millions de Kelvins,
température suffisante pour déclencher la
réaction de fusion nucléaire H-He. Le soleil est
né.
17
3.c. Evolution du disque protoplanétaire (suite)
Ségrégation des éléments Selon leur distance à
l'étoile centrale, les éléments se condensent à
nouveau sous forme de grains (métaux et roches)
ou de glace (eau, méthane, ...). Les métaux se
condensent presque aussitôt que le disque
d'accrétion est formé 4.55-4.56 milliards
d'années (mesures d'isotopes sur les météorites).
Les roches se condensent un peu plus tard (entre
-4,5 et -4 milliards d'années). La limite de
condensation des glaces est atteinte au-delà de
l'orbite actuelle de Mars. En dessous de cette
limite, les molécules telles que l'eau ou le
méthane restent l'état gazeux.
18
3.c. Evolution du disque protoplanétaire
Ségrégation des éléments (suite) La matière du
disque va interagir avec le vent solaire beaucoup
plus intense quau début de la formation du
système - interaction plus forte avec le gaz
qu'avec les grains plus denses. - phases
gazeuses sont en grande partie expulsées du
système solaire intérieur. Dans le système
solaire intérieur grains constitués de roches
et de silicates Dans le système solaire extérieur
glaces principal constituant Ces grains
forment les "briques" des futures
planètes. Différence de composition influera sur
la structure des planètes en fonction de leur
distance au Soleil.
19
Formation des planétésimales

• Dans le disque protoplanétaire, les mouvements
  sont circulaires et les particules (grains gaz)
  sont sur des orbites régulières.
• Pas encore de forte concentration de masse dans
  le disque pouvant perturber leur mouvement.
• Rencontres entre grains à faible vitesse, et
  collage entre eux
• (forces électrostatiques, moléculaires).
• Des agrégats de plus en plus gros se forment par
  ce processus
• les planétésimales.
• Dans le système solaire extérieur
• 3 à 4 fois plus de glace augmente
• création des planétésimales les plus massives.

20
Apparition des perturbations gravitationnelles for
mation des protoplanètes

• Pour les planétésimales suffisamment massives
• la force gravitationnelle sur leur environnement
  non négligeable
• leur accroissement s'accélère.
• deviennent des centres perturbateurs
• les objets entrant dans leur champ d'attraction
  entrent en collision
• ou prennent des orbites non circulaires.
• les orbites irrégulières se multiplient
• les chocs deviennent plus fréquents et plus
  violents.

21
Balayage du gaz par le vent solaire
On sait que les étoiles jeunes génèrent un vent
stellaire très violent. Lorsque le Soleil est
arrivé à cet état (quelques millions d'années
après le début de l'effondrement), le gaz a été
chassé du système solaire. Il faut donc que les
protoplanètes géantes aient été formées à cette
époque pour pouvoir retenir la très grande
quantité de gaz hydrogène qui les compose
aujourd'hui.
22
Ségrégation des éléments dans les protoplanètes
Les protoplanètes sont chauffées par les chocs et
la radioactivité de leurs constituants. Elles
sont formées d'un mélange visqueux de leurs
constituants. Dans ce milieux visqueux, les
éléments les plus denses tombent au centre créant
un noyau ferreux. Les roches constituent un
manteau pour les planètes internes auquel se
superpose un manteau de glace pour les planètes
externes.
23
Résumé en images
24
Formation dun amas
Un amas ouvert jeune Les Pléiades . Il reste
une partie du gaz primitif autour de chaque
étoile. Combien de planètes ?
25
3.d. Les succès du modèle
Les principaux succès du modèle.
Les planètes sont dans un même plan c'est une
conséquence de la formation sous forme de disque
Les satellites des planètes joviennes sont
dans ce même plan la matière accrétée par les
proto-planètes joviennes est naturellement dans
le même plan. La densité des planètes
s'explique par la plus grande quantité d'éléments
légers dans le système externe Le sens de
rotation de toutes les planètes autour du Soleil
est le même que celui du Soleil sur lui-même
sens de rotation du disque protostellaire Les
nombreux cratères d'impacts observés sur le
objets dont la surface n'a pas été érodée
proviennent de l'époque de très fort bombardement
météoritique prédit par le modèle.
26
Des cratères, des cratères
27
3.e. Ajustements du modèle
Bien que le modèle de la nébuleuse protostellaire
décrive bien l'évolution du système solaire dans
ses grandes lignes, plusieurs différences aux
prédictions nécessitent des ajustements du
modèle.
28
La composition atypique'' de la Lune.
La Lune n'a pas ou pratiquement pas de noyau
métallique. Cette différence de composition par
rapport à la Terre ne peut s'expliquer dans le
scénario de formation du système solaire .
Comment deux corps voisins, donc formés partir
du même matériau originel peuvent avoir des
compositions si différentes? L'hypothèse admise
actuellement est celle d'un événement
catastrophique l'impact de deux protoplanètes
aurait arraché une grande part de leurs manteaux,
alors que les deux noyaux métalliques auraient
fusionné. Cette hypothèse est aujourd'hui
confortée par des modèles numériques.
Simulation numérique ?
29
Simulation numérique d'un impact géant entre deux
protoplanètes. Chaque image montre une étape de
la simulation. Les échelles varient d'une image à
l'autre de manière à ce que toutes les particules
de la simulation restent visibles. (Reproduit
avec l'autorisation de Robin Canup).
30
0 20 40 60 80 min

• Début de la simulation impact
• 20 minutes après l'impact. Le noyau métallique
  de la plus petite planète est très déformé
• 40 minutes après l'impact. Le noyau métallique
  de la plus petite planète se reforme
• 60 minutes après l'impact
• 80 minutes après l'impact. Les deux planètes
  sont quasiment revenue à leur état initial

31
100 120 140 160 180
min

• 100 minutes après l'impact. Une grande partie de
  l'énergie cinétique du système a été absorbée
  lors de l'impact les planètes retombent l'une
  sur l'autre
• 120 minutes après l'impact. Deuxième impact
• 140 minutes après l'impact. Comme lors du
  premier impact, le noyau de la plus petite
  planète se déforme fortement
• 160 minutes après l'impact
• 180 minutes après l'impact. Cette fois, le noyau
  de la plus petite planète est absorbé par la plus
  grosse

32
220 220 240 260 340
min

• 200 minutes après l'impact
• 220 minutes après l'impact. Les deux noyaux ont
  fusionné. Il reste la proto-Terre avec un bras de
  matière provenant essentiellement du manteau de
  la plus petite planète
• 240 minutes après l'impact.
• 260 minutes après l'impact.
• 340 minutes après l'impact. Un disque de matière
  essentiellement composé de silicates gravite
  autour de la proto-Terre. C'est à partir de ce
  disque que se formera la Lune.

33
http//forums.futura-sciences.com/thread71581.html
A propos de la face cachée
34
L'atmosphère des planètes telluriques
Le modèle explique la faible abondance des
éléments légers au centre du système solaire par
l'expulsion du gaz lors du maximum de vent
solaire. Toutefois, toutes les planètes
telluriques suffisamment massives ont une
atmosphère gazeuse. Ces atmosphères n'ont pu se
former qu'après la période de fort vent. Deux
hypothèses concurrentes. 1 - lors de la
ségrégation des éléments dans les protoplanètes,
une fraction de glaces (HO,CO) aurait pu rester
piégée dans les régions internes. Ce matériau
aurait été ensuite expulsées à la surface sous
forme gazeuse par le volcanisme et par le
dégazage des roches portées à haute température,
formant l'atmosphère primitive de la Terre. 2 -
apport des éléments des l'atmosphères par un
bombardement de comètes (riches en glaces).
35
Le faible moment cinétique du Soleil
L'essentiel du moment cinétique du système
solaire est dans le mouvement des planètes. Le
modèle tel qu'on l'a décrit ne prédit pas cette
observation. En effet, on s'attendrait avoir
une répartition équivalente du moment cinétique
entre le mouvement orbital des plan tes et le
mouvement de rotation du Soleil sur lui même,
reflétant la rotation du disque protostellaire.
Dans ce cas, le Soleil devrait tourner cinquante
fois plus vite qu'il ne le fait. Il faut donc
trouver un mécanisme qui aurait pu permettre de
transférer le moment cinétique du Soleil dans le
disque protostellaire au moment de la formation.
On suppose aujourd'hui que le freinage de la
rotation du Soleil s'est effectué par
l'interaction du champ magnétiques du
proto-Soleil avec le gaz ionisé du disque.
36
Un peu de Soleil
Petit Papa Soleil Quand tu rayonnes dans le
ciel Avec des photons par milliers Noublie pas
37
Formation des étoiles
Phase pré-séquence principale d'une étoile
effondrement du nuage jusquà l'allumage des
réactions thermonucléaires, début de la phase
séquence principale. Dans les galaxies, le
milieu interstellaire contient de la matière sous
différentes formes (atomes, molécules,
poussières) et conditions physiques (température
et densité). Les régions les plus denses
constituent de grands nuages de gaz moléculaire
(essentiellement H2) qui peuvent atteindre
quelques milliers ou dizaines de milliers de
masses solaires.
38
Formation des étoiles

• Ces nuages de gaz sont en équilibre
• la pression gazeuse compensent la force de
  gravité (qui tend à faire s'effondrer le nuage
  sur lui-même).
• A partir de 104 - 105  particules/cm3 cet
  équilibre est fragile (instable)
• Il peut être rompu
• par un choc compressif lors du passage des bras
  dans une galaxie spirale comme la notre
• par l'explosion d'une supernova proche.
• La gravité l'emporte, le nuage s'effondre sur
  lui-même quasiment en chute libre.
• Dans son effondrement, le nuage se fractionne
  pour donner naissance à quelques centaines ou
  quelques milliers d'étoiles qui forment ce qu'on
  appelle un amas ouvert.

39
Formation dun amas
Un amas ouvert jeune Les Pléiades . Il reste
une partie du gaz primitif autour de chaque
étoile. Combien de planètes ?
40
Formation des étoiles

• Lors de la contraction gravitationnelle des
  fragments
• la densité et la température du gaz augmentent
  suffisamment dans le coeur du nuage
• la pression qui en résulte stoppe
  l'effondrement.
• Le coeur est tellement gros et chaud est plus
  brillant que la future étoile . On parle de
  proto-étoile.
• L'énergie rayonnée par la proto-étoile est
  d'origine purement gravitationnelle
• la contraction gravitationnelle du cœur
• l'accrétion de la matière des zones les plus
  externes s'effondrant vers la proto-étoile.

41
Formation des étoiles
Finalement le coeur devient suffisamment chaud et
dense. Pour une proto-étoile de masse supérieure
à environ 0,08 masse solaire, les réactions
thermonucléaires de fusion de l'hydrogène.
Cette source d'énergie va seule rester et
expliquer seule la luminosité de l'étoile. La
matière accrétable se raréfie et donc la source
d'énergie gravitationnelle se tarit. C'est la
phase séquence principale. Les proto-étoiles
moins massives n'amorcent pas de réactions
thermonucléaires et deviennent ce qu'on appelle
des naines brunes.
42
Formation des étoiles
Il y a proportionnellement très peu d'étoiles
jeunes ce qui implique que cette phase
pré-séquence principale est très courte devant
leur durée de vie. Pour une étoile comme le
Soleil, la période pré-séquence principale dure
une dizaine de millions d'années, près de mille
fois moins que la durée de vie totale.
43
Naissance d'une étoile comme le Soleil
(1) début de l'effondrement du nuage progéniteur
(2) 100 ans plus tard luminosité maximale (500
fois plus que maintenant SP) la source d'énergie
est uniquement gravitationnelle (3) 105 ans (4)
1 million d'années (5) 10 millions d'années
amorce des réactions thermonucléaires et arrivée
sur la séquence principale.
44
Le Soleil est constitué principalement
dhydrogène. Son centre est le siège de réactions
nucléaires intenses. Il éjecte à sa surface des
nuages de particules.      Certaines sont
piégées par le champ magnétique ce qui crée les
protubérances.
45
Les réactions nucléaires ont lieu au centre du
Soleil émettant des radiations sous forme de
chaleur et de photons. Les photons mettent un
million d'années pour arriver en surface et
s'échapper. La surface visible (ou photosphère)
est recouverte d'une atmosphère appelée
chromosphère. Les particules énergétiques qui
s'échappent, forment la couronne solaire qui
s'étend jusqu'à plusieurs millions de
kilomètres. 
46

• La couronne sétend comme un halo ténu entourant
  le Soleil
• visible lors des éclipses ou grâce aux
  instruments spatiaux.
• température y atteint plusieurs millions de
  degrés.
• na pas de limite précise et se mélange au
  milieu interplanétaire
• un flux de matière sen échappe en permanence,
  balayant tout le système solaire. 

47
Caractéristiques
Composition
Masse 1,989 1030 kg Masse 332 946
(Terre1) Rayon équatorial 696 000 km Rayon
équatorial 109,12 (Terre1) Densité moyenne
1,410 g/cm3 Période de rotation (en jours) au
pôle en surface  36 à l'équateur en
surface  25 à l'intérieur partout 
27  Vitesse de libération 618 km/sec Luminosité
3,827 1033 ergs/sec Magnitude (V)
-26,8 Température à la surface 5800 K Age 4,5
milliards d'années
Hydrogène 92,1 Hélium 7,8 Oxygène 0,061 Carb
one 0,030 Azote 0,0084 Néon 0,0076 Fer
0,0037 Silicium 0,0031 Magnésium
0,0024 Soufre 0,0015 Tous les autres
composants
48
Rayons X Ultraviolet (304 nm)
Ultraviolet (171 nm) H alpha
Images du Soleil à différentes longueurs
dondeCrédits  Yohkoh, EIT/Soho/ESA/NASA,
Observatoire de Paris

• Laspect du Soleil varie selon la longueur donde
  dans laquelle on lobserve.
• Rayons X  les régions les plus brillantes sont
  de puissantes sources démission de rayons X (21
  février 1994).
• Ultraviolet une image à 304  nm montrant
  léjection de matériaux beaucoup plus froids que
  la couronne environnante (14 septembre 1997)
• Ultraviolet une image à 171  nm montrant les
  zones à température très élevée, dont la couronne
  (11 septembre 1997). Raie Halpha à 656 nm
  spectrohéliogramme la montrant la chromosphère (1
  janvier 1999).

49
Le Soleil parmi les autres étoiles
Evolution du Soleil