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L’histoire du système solaire – Chapitre 1

La naissance du Soleil et le disque de formation planétaire

Article de Sean Raymond (24 juin 2022) traduit par Lorenzo Capocci

 


 

C’est le chapitre 1 de l’histoire du système solaire. Motivation : vous pouvez en apprendre beaucoup sur quelqu’un si vous savez d’où il vient (ou sur un système planétaire si vous connaissez son environnement de formation).

Le rideau se lève sur un nuage de gaz moléculaire poussiéreux flottant dans la Galaxie. C’est environ 9 milliards d’années après le Big Bang , soit environ 4,6 milliards d’années dans le passé. 

[Note technique : nous utilisons les âges des les plus anciennes — qui se sont formées il y a environ 4,567 milliards d’années — pour estimer l’âge du Soleil].

Des amas de gaz commencent à s’effondrer dans le nuage, qui mesure environ dix années-lumière de diamètre et a une masse totale de quelques centaines à quelques milliers de soleils. Les centres des amas atteignent des densités suffisamment élevées pour déclencher la fusion nucléaire pour créer des étoiles. Cela ressemble à ceci :

une simulation informatique de la formation d’étoiles. crédit : matthew r. bate, ian a. bonnell et volker bromm

 

 

L’amas de naissance du Soleil

 

Nous pensons que le Soleil est né dans un amas intégré avec environ 1000 autres étoiles. Mais cet amas a disparu depuis longtemps, alors comment pourrions nous savoir combien d’étoiles il y avait ?

Il y a quelques éléments de preuve que nous pouvons utiliser. Tout d’abord, les contiennent les produits de désintégration de l’aluminium-26 (demi-vie : 717 000 ans). Seules les étoiles très massives fabriquent l’Aluminium-26 ; les étoiles « normales » comme le Soleil ne le font pas. L’aluminium 26 du système solaire a été injecté dans le disque de formation des planètes du Soleil par une étoile massive proche (peut-être une supernova). Les étoiles suffisamment massives pour devenir des supernovas sont rares : statistiquement parlant, il n’y a qu’une seule étoile massive pour quelques centaines d’étoiles normales ordinaires. Ainsi, l’amas de naissance du Soleil devait en avoir au moins autant.

Il existe une limite supérieure au nombre d’étoiles dans l’amas de naissance du Soleil. Des amas très massifs forment jusqu’à cent mille bébés étoiles. Dans un amas massif, une étoile donnée passe assez près d’autres étoiles au cours de son enfance. Des passages très rapprochés déstabilisent les orbites des planètes éloignées de leurs étoiles, comme Uranus et Neptune dans le système solaire. Nous avons également un disque de corps glacés sur de belles orbites appelée la ceinture  classique de Kuiper – ceux-ci n’auraient pas non plus survécu à l’approche d’une autre étoile.

De plus, les amas très massifs contiennent un tas d’étoiles massives dont les niveaux de rayonnement  élevés peuvent évaporer les disques d’étoiles qui passent à proximité. Regardez cette image du disque d’une étoile malchanceuse projetée dans le néant par une étoile O à proximité.

Une image d’un disque de formation de planète évaporé par le rayonnement à haute énergie d’une étoile massive chaude, prise avec le télescope spatial Spitzer de la NASA. Crédit : NASA/JPL-Caltech/Z. Balog (Univ. d’Arizona/Univ. de Szeged) . (Small star evaporation disk =  disque d’évaporation d’une petite étoile ; Tail = Queue ; Hot massive star = Étoile massive chaude)

 

L’amas de naissance du Soleil aurait pu contenir entre quelques centaines et quelques milliers d’étoiles. Cela vient d’un équilibre entre ces contraintes concurrentes. Trop peu d’étoiles dans l’amas de naissance du Soleil signifierait qu’il n’y aurait pas d’aluminium-26. Trop d’étoiles et le système solaire externe (et peut-être même le disque de formation des planètes) n’aurait pas survécu.

[Une note sur l’aluminium-26. Même s’il n’y avait pas une énorme quantité de matière, l’aluminium-26 a produit plus de chaleur au cours des deux premiers millions d’années de l’histoire du système solaire que toutes les autres sources de chaleur combinées au cours des 4,5 derniers milliards d’années ! Ceci est extrêmement important pour les grands corps : tout planétésimal qui s’est formé à cette époque a été complètement desséché par le chauffage radioactif.]

L’amas de naissance du Soleil n’a pas duré longtemps. Les amas dans la Galaxie ne durent que quelques millions d’années, ou parfois jusqu’à environ dix millions d’années. Ensuite, le gaz restant est chauffé et se disperse. La gravité du gaz est ce qui maintient les amas ensemble, donc avec le gaz disparu, les étoiles dérivent simplement dans la Galaxie. C’est comme si le nuage de gaz tenait un tas de lucioles dans ses mains et les libérait.

Une dernière péripétie a eu lieu sur le lieu de naissance du Soleil. Il est fort probable que le Soleil se soit formé un peu plus près du centre de la Galaxie. La gravité cumulée des bras spiraux dans la Voie lactée fait que les orbites de certaines étoiles grandissent ou rétrécissent dans un processus appelé « migration galactique » (ceci est similaire à la migration orbitale des planètes dans les disques de leurs étoiles qui sera abordée dans un prochain article). Il existe des preuves de migration galactique à partir des compositions de groupes d’étoiles, et on pense qu’un tiers à la moitié des étoiles dans le voisinage local du Soleil sont formées proches du centre galactique.


Représentation simplifiée de la migration galactique. L’étoile rouge a migré vers l’extérieur tandis que l’étoile bleue a migré vers l’intérieur. Le Soleil est aujourd’hui à environ 8 kpc du centre galactique. Crédit : Dana Berry/SkyWorks Digital, Inc./collaboration SDSS .

 

Le disque de formation planétaire du Soleil

Revenons à notre protagoniste – le jeune bébé Soleil nouvellement formé.

Le gaz restant qui se déplaçait un peu trop vite pour s’effondrer en une étoile finit par s’organiser en un disque en orbite. Le disque planétaire de notre Soleil s’étendait sur une zone qui dépassait  l’orbite actuelle de Neptune. Il contenait probablement environ 10% de la masse du Soleil et était composé d’environ 99% de gaz (principalement de l’hydrogène avec un peu d’hélium) et de 1% de solides.

Cette quantité de solides sont les graines de toutes les planètes. En fait, cette abondance n’était pas si petite. Intéressons nous un instant aux chiffres. Si le disque représentait 10 % de la masse du Soleil et contenait 1 % de solides, cela représente un millième de la masse du Soleil en solides. Cela ne semble pas beaucoup, mais cela représente environ un Jupiter entier dans les roches, soit environ 300 fois la masse de la Terre. Donc, il y a beaucoup de solides.

 


Image du disque de formation planétaire autour de HL Tauri, qui s’étend sur environ trois fois l’orbite de Neptune autour de son étoile hôte. Crédit : ALMA (ESO/NAOJ/NRAO) .

 

Nous dessinons souvent des disques formant des planètes parfaitement lisses et ronds, mais ce n’est pas vraiment à cela qu’ils ressemblent. De nouveaux télescopes – en particulier le télescope submillimétrique ALMA au Chili – ont montré que les disques ont souvent des structures en spirale ou en forme d’anneau. Il peut y avoir des formes étranges uniquement dans la poussière (où le gaz reste lisse) ou à la fois dans le gaz et la poussière. Les structures en forme d’anneau que l’on voit sur des images comme celle de HL Tauri représentent des concentrations de poussière, et celles-ci pourraient bien être les lieux de naissance des planétésimaux (comme nous le verrons au chapitre 2).

Les disques ne durent pas très longtemps. En quelques millions d’années, le gaz et la poussière se dispersent, pour ne jamais revenir. Cela définit la fenêtre temporelle pour la formation de toute planète gazeuse. C’est comme ces bandes-annonces de films : UNE COURSE CONTRE LA MONTRE ! Si une planète n’a pas capturé son gaz avant la disparition du disque, elle ne le fera jamais. (Nous reviendrons sur ce point lorsque nous nous pencherons sur la formation des géantes gazeuses).

Les disques s’amincissent au fil du temps  en s’écoulant lentement sur l’étoile. Puis, une fois que leurs densités sont assez faibles, les rayons X et la lumière UV de l’étoile centrale creusent un trou dans le disque. Le trou devient de plus en plus large jusqu’à ce que le disque soit complètement dispersé. Je décris souvent ce processus comme un trou de beignet qui grossit de plus en plus jusqu’à ce que le beignet soit juste… parti (bouh !).


Illustration simplifiée de la photo-évaporation de l’intérieur d’un disque formant une planète. Tiré d’Ercolano & Pascucci (2017).

 

Les disques peuvent également être évaporés de l’extérieur vers l’intérieur en raison du rayonnement des étoiles massives proches. Le disque d’une étoile donnée se dispersera de lui-même s’il est laissé seul, mais le processus peut être accéléré s’il passe à proximité d’une étoile massive.

Les disques de formation de planètes se dispersent à peu près à la même échelle de temps que les amas d’étoiles de naissance. Cela signifie qu’il peut y avoir des interactions intéressantes entre les planètes en croissance et d’autres étoiles. Par exemple, une histoire d’origine possible pour Planet 9 (la possible neuvième planète du système solaire, à très large orbite) est qu’elle a été capturée à partir d’une autre étoile de l’amas de naissance du Soleil. Voici à quoi cela aurait pu ressembler :


Capture d’une éventuelle Planète 9  depuis une autre étoile dans une simulation informatique (voir ici ). Le Soleil est initialement entouré de comètes (en rouge). La  petite étoile qui vient à notre rencontre s’approche en haut à droite, et possède en orbite une planète (en noir). Les deux étoiles ont une rencontre rapprochée, au cours de laquelle la plus petite étoile est déviée gravitationnellement. Le Soleil capture la planète (symbole noir) de la deuxième étoile, qui elle-même capte un certain nombre de du Soleil. La couleur de fond montre la force du champ de gravité local. Crédit : Alex Mustill .



Conclusion

Le Soleil s’est formé dans un amas d’environ 1 000 étoiles. Le disque à dominante gazeuse du Soleil a disparu en quelques millions d’années, à peu près à la même échelle de temps que la dispersion de l’amas.


Ressources complémentaires en Anglais

 

Retrouvez les articles de Sean Raymond sur le site https://planetplanet.net/

 



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