- Formation du Soleil à partir d’une nébuleuse primitive de gaz et de poussières (elle-même formée à partir de l’explosion d’une étoile en fin de vie qu’on appelle une supernova)
- Formation d’un disque de gaz suivi d’un disque de grains avec des instabilités locales
- Par un phénomène d’accrétion, création d’un disque de planétésimaux (des corps de l’ordre du kilomètre) qui tournent autour du Soleil
- Ces planétésimaux s’entrechoquent, se brisent et se rassemblent, forment un disque de protoplanètes (embryons de planètes) qui sont des corps de 500 km à 1000 km
- En nettoyant les orbites, les protoplanètes forment enfin les planètes
Focus sur la formation du soleil
Le système solaire que l’on connait actuellement est une minuscule fraction d’un gigantesque nuage d’hydrogène et d’hélium qui poursuit son ballet autour du centre galactique.
Au fur et à mesure que le temps passe, ce nuage se contracte doucement et s’enrichit en éléments plus lourds lors de l’explosion d’étoiles massives aux alentours.
Finalement, il y a 4,6 milliards d’années, sous l’effet de sa propre gravité, ce nuage s’effondre sur lui-même et se fragmente en une série de nuages de dimension plus réduite dont l’un deviendra le système solaire (notre système solaire a donc des jumeaux qui se sont formés en même temps que lui).
Le protosystème maintenant bien défini continue de se contracter de plus en plus. La contraction du protosystème s’accompagne d’une augmentation de la vitesse de rotation qui produit un fort aplatissement des pôles conduisant à une forme de disque.
On se retrouve ainsi avec une concentration de matière au centre, la protoétoile qui continue de se contracter, entraînant une augmentation rapide de la température et la densité, entourée d’un disque de matière appelé le disque protoplanétaire.
Finalement, les réactions thermonucléaires de fusion au sein de la protoétoile se mettent en route et l’étoile que nous connaissons apparaît.
Dans le disque protoplanétaire, les atomes s’agglomèrent au fur et à mesure de leurs rencontres pour devenir des poussières.
Celles-ci se regroupent elle-mêmes pour former des petits corps appelés planétésimaux. Cette étape dure quelques millions d’années.
Par phénomène d’accrétion, des protoplanètes se forment par la capture des planétésimaux.
La principale phase d’accrétion se termine il y environ 4,4 milliards d’années, même si d’intenses bombardements se poursuivent encore pendant un milliard d’années.
L’aspect final des planètes dépend de la distance au Soleil.
Près de celui-ci, les éléments légers reçoivent beaucoup d’énergie et sont trop chauds pour se condenser. Le matériau qui constitue ces planètes est donc riche en éléments lourds (tels le fer ou le silicium), ce qui explique leur forte densité. Elles vont devenir les 4 planètes telluriques (chaudes).
Loin du Soleil, les éléments gazeux qui se sont éloignés parce que plus légers, vont former les 3 géantes gazeuses (froides), des planètes avec un noyau dense dû à l’accrétion de planétésimaux autour duquel s’accumule une enveloppe de gaz. On aboutit ainsi à des planètes très volumineuses et massives, mais essentiellement constituée d’hydrogène et donc peu dense.
Le Soleil contient à lui-seul 99 pour cent de la masse totale du système solaire. Le 1% restant a permis à former le reste du système solaire.