Le système solaire Le disque d'accrétion

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1 Le système solaire Le disque d'accrétion Lorsqu une quantité de matière est suffisante dans le nuage primitif, un disque d accrétion se forme autour de l étoile naissante. La décomposition des forces agissant sur une particule du nuage montre que la composante parallèle à l axe de rotation est d autant plus faible que la particule est proche du plan équatorial du système, ce qui a pour effet de rapprocher les particules de l axe équatorial. L autre composante, parallèle à l axe équatorial, est compensée par la force centrifuge. La résultante de toutes ces forces amène la particule à se diriger vers le plan équatorial d autant plus vite qu elle en est éloignée. En sommant l ensemble des particules d un nodule, la formation d un disque en rotation est inévitable. La densité dans ce disque augmente donc et crée une «turbulence visqueuse», sorte de friction entre les particules qui a pour conséquence de ralentir la chute de matière sur l étoile, et d accumuler de la matière (poussières et gaz) dans la zone du disque. La vitesse des particules et les collisions dues à la turbulence, augmentent la température du disque. Les particules proches du centre sont ralenties dans leur chute, mais finissent par s écouler vers l étoile en augmentant sa masse. La matière de la partie extérieure du disque est accélérée, s éloigne du centre et élargit le disque en emportant une partie du moment angulaire. Des mouvements convectifs se créent à l intérieur du disque, mais l extérieur est essentiellement radiatif. Il développe une couronne extrêmement diffuse, mais très chaude. C est à cet endroit que se formeraient et se vitrifieraient les prémices des chondrites carbonées (appelées chondrules). Un disque d accrétion a donc pour effet d arrêter la chute de la matière nébulaire, l accumule et nourrit progressivement l étoile centrale. En corollaire, le disque permet d évacuer une partie du moment angulaire du nuage.

2 La phase T Tauri Durant la contraction décrite ci-dessus, la température et la densité augmentent considérablement dans les régions centrales. La période de contraction est accompagnée de phases d'instabilité, appelées phases T Tauri, durant lesquelles une partie du gaz est rejetée sous la forme de jet de matière. Cet ouragan supersonique provoque une onde de choc qui peut être capable de provoquer l'effondrement des étoiles voisines. Il n'est pas rare que cette éjection de gaz se fasse sous forme de deux jets diamétralement opposés. Une explication possible pour ce phénomène est la présence autour de l'étoile du disque d'accrétion. Le gaz éjecté par l'étoile dans le plan du disque est bloqué et ce n'est que dans les directions perpendiculaires à ce plan que l'éjection est efficace, d'où la présence de deux jets opposés. Sur la trajectoire des deux jets, on trouve parfois des petites concentrations de gaz et de poussières. Ces régions reçoivent alors une grande quantité d'énergie et se mettent à briller. On les appelle "objets Herbig-Haro" et elles peuvent donner lieu à de magnifiques alignements de petites nébuleuses brillantes le long des jets. Les protoplanètes Dans un anneau protoplanétaire, on voit apparaître de petites condensations, les planétésimaux, qui croissent par accrétion et transforment un certain nombre de zones annulaires en masses sphéroïdales, les protoplanètes. Ces dernières évoluent en se contractant ; leur composition et leur taille dépendent de la température locale, donc de la distance à la protoétoile : les protoplanètes les plus chaudes (celles des anneaux intérieurs), ne pouvant se former qu'à partir des matériaux les moins volatils (plus rares), sont devenues des planètes telluriques à enveloppe gazeuse réduite ;

3 les protoplanètes les plus froides (celles des anneaux extérieurs), ayant pu se former à partir d'éléments légers (abondants) dont une partie était à l'état condensé, sont devenues des planètes géantes entourées d'une vaste enveloppe de matière nébulaire, à l'intérieur de laquelle le même mécanisme de concentration discale a pu donner naissance au cortège de satellites et aux anneaux observés autour de certaines de ces planètes ; entre ces deux zones de condensation planétaire se trouve la région occupée par les astéroïdes, dont la masse de Jupiter empêche l'accrétion en une petite planète tellurique ; les petites condensations qui n'ont pas été absorbées (par accrétion ou par collision) par les planètes ont contribué à la formation des comètes (dont on ignore tout) et des météorites anciennes. Ces dernières sont essentiellement des chondrites, formées d'agglomérats minéraux dont certains ont subi une fusion. Ce sont les corps rocheux les plus anciens et les plus primitifs du système solaire ; on en a déduit l'âge de ce dernier (4,5 milliards d'années), par datation radio-isotopique. La phase d'accrétion des planètes telluriques a duré moins de 100 millions d'années ; les sphéroïdes ainsi formés ont été soumis, pendant plusieurs centaines de millions d'années, à un bombardement météoritique et à un vent solaire très intenses, qui ont marqué la composition des couches externes, puis ils ont évolué plus lentement par leur activité interne. La ceinture d'astéroïdes Située entre Mars et Jupiter, la ceinture d'astéroïdes est donc composée de milliards d'astéroïdes de toutes tailles, le plus gros faisant environ 1000 km de diamètre, et les plus petits ont la taille d'un galet. Ces corps rocheux sont de formes très variées, les plus gros étant plutôt sphériques, tandis que les plus petits ont des formes irrégulières. Ces roches sont composées de nickel, de fer ou de silicates. Les astéroïdes étant des petits corps rocheux similaires aux planètes telluriques telles que la Terre ou Mars, leur étude donne à l'homme des informations très précieuses sur la formation des planètes. Ces corps n'ayant subi aucune altération extérieure en dehors de leurs collisions mutuelles, leur caractéristiques ainsi que leurs propriétés physiques permettent de mieux comprendre nos propres origines.

4 A l heure actuelle, l hypothèse retenue est que la ceinture d astéroïdes provient de la matière primitive du système solaire, matière n ayant jamais réussi à s agglomérer suffisamment pour former une planète. Pendant longtemps, les chercheurs pensaient que cet ensemble de roches provenait des débris d une ancienne planète (nommée Phatéon) située entre Mars et Jupiter. Pour des raisons inconnues, cette planète se serait fragmentée en plusieurs morceaux, donnant naissance à la ceinture principale d astéroïdes. Cette hypothèse est désormais abandonnée pour plusieurs raisons, la principale étant que la masse totale de la ceinture ne correspond qu a une fraction de celle de notre Lune, ce qui est bien insuffisant pour représenter les vestiges d une ancienne planète. On retiendra que la ceinture d astéroïdes a été formée par les perturbations gravitationnelles engendrées par Jupiter. Contrairement à ce que peuvent laisser penser beaucoup de films de science-fiction, traverser la ceinture d astéroïdes par un vaisseau spatial ne serait pas très dangereux et le risque de collision avec un astéroïde serait très minime. Même si les collisions entre astéroïdes sont fréquents à l échelle astronomique (environ une collision tous les ans entre deux gros astéroïdes), à notre échelle, ce n est pas très fréquent! Il faut savoir que l espace entre chaque astéroïde au sein de la ceinture principale est immense :

5 dans les zones les plus denses, la distance entre deux astéroïdes est de l ordre de 5 millions de kilomètres (15 fois la distance Terre-Lune). Plusieurs sondes ont déjà traversé la ceinture d astéroïdes : Voyager 1 et 2, Pioneer 10 et 11, Galileo, Cassini-Huygens, NEAR Shoemaker, Ulysses et New Horizons. Aucune de ces sondes n est entrée en collision avec un astéroïde!