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Un nouveau scénario pour la formation des planètes

Paulsoro33
By Paulsoro33 | self meida writer
Published 29 days ago - 1 views

Le Système solaire est né il y a environ 4,56 milliards d'années dans un disque de matière entourant le jeune Soleil. La naissance des planètes dans ce disque ne se serait pas produite comme on le croyait en raison de la présence d'un élément radioactif nouvellement créé par une supernova.


La Saga des théories cosmogoniques visionnaires de Descartes, et surtout Kant et Laplace, concernant la théorie de la formation du Système solaire n'est pas terminée. Les pages les plus importantes ont été écrites dans la seconde moitié du XXe siècle avec les modèles analytiques et numériques de la formation des planètes issus de la théorie de l'accrétion développée initialement par des chercheurs comme le Russe Viktor Safronov et l'États-unien George Wetherill.


Mais bien des pages restent encore à écrire et seront écrites avec l'arrivée de nouvelles données concernant les météorites, les échantillons d'astéroïdes tels ceux prélevés récemment par la mission Hayabusa, l'étude de disques protoplanétaires où l'on peut déjà voir indirectement la naissance d'exoplanètes mais aussi de nouvelles simulations numériques des processus dans ces disques.


On peut trouver une nouvelle illustration de cette dialectique entre les modèles théoriques et les observations avec une publication dans Science émanant d'un groupe international d'astronomes, cosmochimistes et géophysiciens en poste, notamment à l'Institut de géochimie et de pétrologie de l'ETH à Zurich (Suisse) ou de l'Université d'Oxford. Ils proposent quelques modifications par rapport au scénario de la formation des planètes telluriques, et à celle des géantes gazeuses et de glaces, le plus généralement accepté et exposé dans une série de vidéos par Alessandro Morbidelli et Sean Raymond.


Mojo : Modeling the Origin of JOvian planets, c'est-à-dire modélisation de l'origine des planètes joviennes, est un projet de recherche qui a donné lieu à une série de vidéos présentant la théorie de l'origine du Système solaire et, en particulier, des géantes gazeuses par deux spécialistes réputés, Alessandro Morbidelli et Sean Raymond. Pour obtenir une traduction en français assez 

La cosmochimie de la cosmogonie

On sait qu'il devait exister un gradient chimique dans le disque protoplanétaire produit par l'effondrement gravitationnel d'un nuage pré-solaire de gaz et de poussières. Au plus proche du jeune Soleil, les températures plus élevées ne permettaient pas la condensation de glaces d'eau comme les clathrates mais, au-delà d'un rayon définissant ce que l'on nomme la ligne de glace, encore appelée ligne de neige, il en était tout autrement. Il est donc possible de relier la composition des météorites trouvées sur Terre à leur lieux de naissance, selon qu'elles fassent partie du Système solaire dit interne (là où l'on va trouver des planètes rocheuses comme Vénus et Mars), où que ces lieux soient quelque part dans le Système solaire externe, vers Jupiter ou vers la ceinture de Kuiper. On peut avoir des indications supplémentaires sur l'origine des météorites en comparant leur signature spectrale à celle des astéroïdes.


En plongeant au cœur des cristaux des météorites, les cosmochimistes ont pu révéler des signatures isotopiques de ces lieux de naissance. Des estimations récentes des abondances isotopiques suggéraient deux réservoirs de matière distincts où sont nés les matériaux composants les météorites. Là aussi, il semble bien que l'on devait distinguer dans les scénarios cosmogoniques ce qui se passait dans la région interne du Système solaire de ce qui se passait au-delà.


Une bonne manière de rendre compte de ces deux réservoirs découlait naturellement des observations des disques protoplanétaires montrant des planètes géantes creusant les disques le long de leur orbite en accrètant de la matière, à tel point que ces disques se retrouvaient donc au moins sous la forme de deux anneaux entourant leurs étoiles hôtes.


  


Dans le cas du Système solaire, ce même phénomène se serait produit en raison de la formation rapide de Jupiter. L'influence gravitationnelle de la géante gazeuse aurait alors bloqué les échanges de matière entre les deux parties du disque protoplanétaire, accentuant la bifurcation de l'évolution chimique entre ces deux parties.


Ce même scénario, nourri de simulations numériques, fait naître Jupiter et les autres géantes avant les planètes rocheuses du Système solaire interne. Mais, dans les deux cas, les poussières primitives devaient s'être agglomérées rapidement donnant des cailloux, puis des blocs rocheux et finalement, via les forces de gravitation, ce que l'on appelle des planétésimaux, des corps silicatés et carbonés contenant également du fer et dont les tailles sont de quelques dizaines à quelques centaines de kilomètres.


Dans le cas des parties externes du Système solaire, la présence d'importantes quantités de poussières glacées aurait permis l'existence de nombreux planétésimaux qui, par attraction gravitationnelle, sont entrés en collision pour former des cœurs planétaires pouvant contenir jusqu'à environ 10 fois la masse de la Terre. Une fois cette taille atteinte, un emballement se serait ensuite produit conduisant à l'accrétion rapide des importantes quantités de gaz des géantes. Ce processus aurait duré quelques millions d'années tout au plus, alors que celui des planètes telluriques, comme la Terre, aurait duré quelques dizaines de millions d'années.


Une coupe de la météorite d'Allende. Chaque cercle blanc, gris ou beige représente la section d'un chondre. Ces chondres sont inclus dans une matrice (mélange de silicates et de fer), ici de couleur gris foncé. Cette chondrite carbonée contient également des structures irrégulières blanchâtres, des CAI (pour calcium-aluminum inclusions, en anglais). Leur formation date de 4,568 milliards d'années et elles contiennent des traces de radioactivités éteintes. © Wikipedia-Shiny Things, Pierre Thomas

Une coupe de la météorite d'Allende. Chaque cercle blanc, gris ou beige représente la section d'un chondre. Ces chondres sont inclus dans une matrice (mélange de silicates et de fer), ici de couleur gris foncé. Cette chondrite carbonée contient également des structures irrégulières blanchâtres, des CAI (pour calcium-aluminum inclusions, en anglais). Leur formation date de 4,568 milliards d'années et elles contiennent des traces de radioactivités éteintes.   


Mais, selon Maria Schönbächler, Tim Lichtenberg et leurs collègues Joanna Dra̧żkowska, J. Golabek et Thomas O. Hands, les données cosmochimiques dans les météorites laissent la porte ouverte à un autre scénario que les chercheurs ont exploré à l'aide de simulations numériques et qu'ils exposent dans l'article que l'on peut trouver en accès libre sur arXiv.


Un disque protoplanétaire transformé par la radioactivité

Dans le nouveau scénario, les planétésimaux, qui vont former les planètes telluriques comme la Terre et Mercure, se forment juste au-delà de la ligne de glace du Système solaire primitif. Ils sont donc très riches en eau mais se pose alors la question de savoir pourquoi les planètes rocheuses internes, y compris notre Planète bleue, sont en fait si pauvres en eau si on les compare à d'autres corps rocheux.


L'explication fait intervenir l'existence d'une radioactivité éteinte célèbre que l'on a en particulier découverte il y a presque un demi-siècle dans les inclusions réfractaires de la célèbre météorite Allende. Ainsi, au tout début de l'histoire du Système solaire, les premiers planétésimaux étaient riches en Aluminium 26, un isotope radioactif de l'aluminium à relativement courte demi-vie, environ 700.000 ans. Ces noyaux instables auraient été produits par l'explosion en supernova d'une étoile massive que l'on a appelée Coatlicue. L'onde de choc issue de l'explosion aurait provoqué l'effondrement du nuage pré-solaire en le comprimant au passage, tout en injectant des noyaux radioactifs nouvellement générés par la supernova comme 26Al.


Or, cet isotope de l'aluminium aurait dégagé de très importantes quantités de chaleur dans les planétésimaux, les conduisant à fondre et à se différencier tout comme ce sera plus tard le cas avec la Terre lorsqu'elle acquerra son noyau ferreux. Cette fusion va aussi conduire à une vaporisation massive de l'eau contenue dans les planétésimaux dont le champ de gravité ne sera pas suffisant pour retenir la vapeur ainsi formée.


Tous ces événements se seraient déroulés en 500.000 ans environ tout au plus, et sans faire intervenir l'existence de Jupiter.


Or, avec un réchauffement de la partie interne du disque protoplanétaire, la ligne de glace aurait migré plus loin du Soleil. Une seconde vague de formation de planétésimaux se serait ensuite formée au-delà mais, comme la quantité d'aluminium 26 avait significativement diminué, les planétésimaux seraient restés riches en eau et, en accord avec le scénario classique de la formation des planètes, auraient alors permis aux planètes géantes de naître.

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Système solaire
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