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La formation du système solaire

Image de synthèse du système protoplanétaire TW Hydrae obtenue en 2013 par ALMA dans la raie du diazenylium (N2H+) révélant la ligne de glace du CO au-delà de la zone sombre centrale. Elle se situe à environ 30 UA. Document NRAO/Karin Öberg-CfA.

La ligne de glace (VIII)

Le seul mécanisme de condensation ne change pas la distribution spatiale des éléments chimiques. Il faut également tenir compte de la "ligne de glace "ou "ligne de neige" également appelée la limite eau-neige qui définit une zone autant qu'une distance dans laquelle ou à partir de laquelle un élément volatil peut se condenser, se transformer en glace ou neige (comme il existe une ligne de neige en montagne). Il existe donc autant de lignes de glace qu'il y a d'éléments chimiques détectables.

Dans le cas du système protosolaire, la ligne de glace (pour l'eau) se situait à 150 K soit -123°C et ~4 UA et correspond approximativement à la distance actuelle de l'orbite de Jupiter tandis que la ligne de glace du monoxyde de carbone (CO) correspondait à l'orbite actuelle de Neptune. Entre les deux se trouve la zone de transition glace d'eau/CO dans laquelle de petits corps glacés comme des comètes dormantes et des planètes naines peuvent se former (ce n'est donc pas par hasard que Pluton gravite dans cette zone sur une orbite excentrique).

A l'époque protosolaire, la région de la ligne de glace a pu piéger les molécules tant que les protoplanètes gazeuses résidaient dans les régions froides du système solaire, créant ainsi une hétérogénéité spatiale qui profita aux planètes gazeuses géantes. Selon Adam Waszcsak du Caltech, même si ce piège de glace n'existait pas, il est inévitable que le gaz présent dans le disque se soit dissipé dans l'espace, créant une discontinuité spatiale dans le rapport des éléments à travers les lignes de glace H et N.

Jusqu'à présent, les astronomes n'avaient jamais observé cette ligne de glace ou ligne de neige dans un système protoplanétaire car généralement la protoétoile est déjà trop lumineuse et son éclat noye tous les détails sous un rayon pouvant atteindre 20 UA. Dans ces conditions, ce n'est qu'à partir des signatures spectrales des molécules qu'on peut localiser les lignes de glace des différentes substances. Mais comme on le voit à droite, en 2013 grâce au radiotélescope ALMA à large base, les astronomes ont pu observer pour la première fois une ligne de glace dans le jeune système TW Hydrae situé à 175 années-lumière.

TW Hydrae est une jeune étoile naine orange de type spectral K8V encore enveloppée dans un nuage de gaz mélangé de poussières qui s'est formée il y a moins de 10 millions d'années et dont le disque d'accrétion mesure environ 400 UA de diamètre. Elle appartient à un groupe stellaire composé d'une vingtaine d'étoiles peu massives.

De façon générale, la ligne de glace se forme exclusivement dans un plan étroit au centre du disque protoplanétaire. Au-dessus et en dessous de cette région, le rayonnement stellaire chauffe le gaz et l'empêche de se transformer en glace. Seul l'effet d'isolation provoqué par une forte concentration de poussière et de gaz dans le plan central du disque peut faire chuter suffisamment la température pour que le CO et les autres gaz se refroidissent et gèlent.

Mais étant donné la chaleur élevée du disque externe et la forte densité du milieu qui forme un véritable brouillard opaque empêchant de pénétrer le disque jusqu'aux zones où le gaz est gelé, les astronomes doivent utiliser des méthodes indirectes pour identifier cette ligne de glace. Dans le cas de TW Hydrae, les astrophysiciens Karin Öberg et Chunhua Qi du Centre d'Astrophysique Harvard Smithsonian (CfA) ont tracé non pas la raie du CO mais celle de la molécule de diazenylium (N2H+). C'est une molécule fragile qui se transforme facilement en HCO+ en présente de gaz CO (cf. cette réaction chimique) et qui apparaît donc uniquement en quantité suffisante dans les zones où le CO est gelé, d'où l'intérêt de l'utiliser comme "proxy" de la glace CO. Etant donné que le diazenylium est abondant dans les bandes millimétriques, il offre aux astrophysiciens une opportunité d'étudier les disques protostellaires grâce aux puissantes installations d'ALMA et SMA parmi d'autres.

Comme on le voit ci-dessus, le disque d'accrétion de TW Hydrae présente une forte émission du diazenylium (N2H+) à une distance d'environ 30 UA de l'étoile soit l'équivalent de l'orbite de Neptune qui témoigne de la chute de température du CO et d'autres gaz et leur condensation en glace. En dessous de cette distance, entre 30 et 4.5 UA on pénètre dans le disque interne dans lequel on a découvert des grains de poussières enrobés d'eau glacée.

Le système TW Hydrae abrite déjà deux exoplanètes, TW Hydrae b découverte en 2007 dont la masse est d'environ 1.2 Mj qui gravite à seulement 0.04A UA soit 6 millions de kilomètres de la protoétoile (période de 3.56 jours !), l'équivalent de 4 % de la distance de la Terre au Soleil et TW Hydrae c découverte en 2013 de 17 Mj gravitant à 80 UA et dont la période est de quelques centaines d'années.

A voir : Les changements d'état de l'azote : du gaz à la neige

(phases gazeuses, liquide et solide)

Au centre, une image similaire obtenue par ALMA en 2016 du système protoplanétaire V883 Orionis révélant la ligne de glace d'eau représentée par l'anneau sombre dans le premier tiers interne du disque dont la distance de 40 UA est équivalente à celle de l'orbite de Pluton (~50 UA). A droite, une illustration de la limite de glace au-delà de laquelle les débris sont couverts de neige et de glace (glace d'eau, de méthane, de dioxyde de carbone ou d'azote). Documents NRAO/Karin Öberg-CfA, ALMA/ESO et NRAO/A.Angelich.

Une seconde observation de ce type fut réalisée en 2016. A nouveau grâce à ALMA, cette fois les astronomes ont pu découvrir la ligne de glace d'eau dans le jeune système V883 Orionis situé à quelques degrés sous la célèbre nébuleuse d'Orion, M42. Comme on le voit ci-dessus, V833 est déjà au stade d'étoile mais est dans une phase explosive qui se traduit par l'éloignement de la ligne de glace sous la pression de radiation et la chaleur, ce qui a permis de la détecter. Sur l'image de gauche, la ligne de glace apparaît sous la forme d'un anneau sombre dans le premier tiers du disque. Au-delà de cette distance qui équivaut grosso-modo à l'orbite de Pluton soit ~50 UA, la température et la pression sont suffisamment faibles pour permettre à la glace d’eau et d'autres éléments volatils de se condenser et se coller aux poussières, favorisant l'accrétion des débris et des planétésimaux qui donneront éventuellement naissance à des planètes gazeuses à l'image de Jupiter ou Neptune.

La chimie de surface des planétésimaux

Parallèlement à l'accrétion des planétésimaux, nous avons vu que tout au long de leur formation, les différents éléments chimiques se sont condensés et assemblés en fonction de seuils précis de température et de mécanismes thermo-chimiques.

En 2012, le planétologue Michael Brown du Caltech à qui nous devons ainsi qu'à ses collègues la découverte de plusieurs TNO dont Eris, Sedna et Quaoar, publia une analyse des KBO concernant justement leur chimie de surface. Elle est intéressante car elle témoigne de la composition primitive du système solaire à l'époque de sa formation.

Son étude montre que la surface des KBO généralement rouge ou noire (qu'on retrouve sur Pluton et son satellite Charon) présente une chimie spécifique qui varie en fonction de leur diamètre et de leur température qui dépend de leur distance au Soleil comme le résume le diagramme présenté à droite adapté par Adam Waszczak du Caltech qui étudia également la cosmochimie de surface des planétésimaux.

A gauche, spectre infrarouge de deux disques protoplanétaires découverts autour de jeunes étoiles grâce au télescope Spitzer. Document Spitzer/Caltech adapté par l'auteur. A droite, chimie de surface des planétésimaux (TNO) dans la nébuleuse protosolaire en fonction de leur distance orbitale et de leur taille. Document adapté de Adam Waszczak/Caltech (2013) basé sur une étude des KBO réalisée en 2012 par Michael Brown du Caltech.

Les KBO formés à moins de ~20 UA du Soleil présentent une surface constituée uniquement d'eau et de gaz carbonique leur donnant une couleur gris neutre alors que les KBO résidant au-delà de ~20 UA ont retenu du méthanol (CH3OH) à leur surface. C'est ce méthanol irradié par les rayons cosmiques qui leur donne cette couleur rouge brillante, similaire à celle du satellite Nix de Pluton. Notons qu'après avoir été irradiés, les tholines (hydrocarbures légers et azotés de type méthane, éthane, éthylène, etc) de couleur rouge-brun sont carbonisées au sens strict et prennent une coloration noire, typique d'une croûte réfractaire telle qu'on l'observe dans le noyau des comètes par exemple.

Enfin, au-delà des ~30 UA, les objets ont également retenu des vapeurs d'ammoniac (NH3) qui pourraient expliquer la nature de la surface des corps qu'on retrouve dans les régions les plus froides de la ceinture des KBO.

Au-delà de 20 UA, ces planétésimaux y compris les comètes retiennent également l'azote moléculaire (N2) et de l'acide cyanhydrique (HCN), même dans les régions plus chaudes situées dans le plan du disque. C'est également un indice appuyant l'hypothèse que les comètes à courte période seraient d'anciens KBO (comme il en existe à très courte période qui sont issues de la Ceinture des astéroïdes vers 3 UA). De telles atmosphères sont toutefois temporaires et ces éléments se transforment en général en glace amorphe (non cristalline) ou en clathrates (des glaces d'eau emprisonnant une autre molécule comme par exemple de l'ammoniaque ou du méthane).

De manière générale, ces observations confirment le modèle classique selon lequel les éléments volatils se sont condensés à de grandes distances du Soleil (de 35 UA à plus de 100 UA) mais ils peuvent persister à des distances plus rapprochées (jusqu'à ~7 UA) si la gravité du corps est suffisante pour retenir une atmosphère. Les calculs montrent que la phase solide de l'hydrogène augmente brutalement à ~3 UA tandis que la phase solide de l'azote augmente brutalement à ~30 UA.

Formation des planètes géantes gazeuses

Jusqu'il y a peu, on expliquait la formation des planètes géantes gazeuses par la théorie de l'accrétion (cf. par exemple James Pollack et al., Icarus, 1996) qui dans ses détails doit respecter des contraintes spécifiques, différentes de celles des planètes telluriques. Bien qu'en 2017 Nuno Santos et son équipe de l'Institut d'Astrophysique et des Sciences de l'Espace du Portugal (IA) aient invalidé cette affirmation, dans ses grandes lignes cette théorie reste valable, raison pour laquelle nous allons la développer car elle explique encore parfaitement la formation des planètes gazeuses en particulier de faible masse à partir d'un planétésimal rocheux et/ou glacé, ce que confirme également Santos mais qu'il nuance dans le cas des planètes gazeuses très massives sur base de l'étude des exoplanètes. On y reviendra.

Tout d'abord, la future planète gazeuse doit accréter beaucoup plus de matière qu'une planète tellurique (entre 15-300 fois la masse de la Terre) et Jupiter comme Saturne doivent accréter une grande quantité de gaz du disque. Cet effet "boule de neige" est surtout efficace à partir de la ligne de glace (vers 4 UA dans le cas du Soleil) car à cette distance la glace qui enrobe les grains de poussières facilite leur collage et donc la formation de cailloux et de planétésimaux. L'accrétion par effet "boule de neige" se poursuit tant que les planétoïdes restent peu volumineux. Mais dès que des corps présentant une taille équivalent à plusieurs fois celle de la Terre se développent, ils vont attirer tous leur environnement proche au détriment des petites planètes. Le taux d'accrétion passe alors de l'emballement à un taux élevé qui peut perdurer quelques millions d'années comme on le voit ci-dessous à gauche.

A gauche, formation de Jupiter par effet "boule de neige". Tout d'abord un noyau solide se forme à partir de planétésimaux (corps de ~1 km de diamètre), puis une atmosphère se constitue à partir de la matière du disque. Au bout de quelques millions d'années, le système s'emballe sous l'effet de la gravité : l'atmosphère s'effondre et l'astre attire de plus en plus de gaz du disque. Au bout d'un certain temps estimé à 8 millions d'années, la planète a consommé tout le combustible présent dans son environnement mais peut encore attirer des astéroïdes par accrétion "oligarchique" (voir le texte). A droite, simulation des différents matériaux couvrant la surface des grains durant l'évolution du disque protosolaire entre la phase d'accrétion et la phase passive. On constate que sous 2.2 UA, la majorité de la matière interstellaire organique s'est évaporée (décomposition themique), ne laissant que des silicates et la matière organique ne se recondense plus par la suite. En revanche, des cristaux de glace se recondensent lorsque la température chute sous 160 K au-delà de 3 UA. Documents James Pollack et al.(1996)/Lynn Cook et Michiya Higa et al. (2002) adaptés par l'auteur.

Si l'accrétion par effet "boule de neige" domine la formation des astéroïdes et des petites planètes, elle perd son efficacité lorsque les corps atteignent une taille de l'ordre de quelques centaines de kilomètres comme c'est par exemple le cas de Vesta (Ø 540 km) ou de Cérès (Ø 950 km).

Comme l'explique notamment le planétologue japonais Shigeru Ida et ses collègues, à partir de ces dimensions un autre mécanisme intervient qu'on appelle la phase "oligarchique" du processus d’accrétion, car seuls les embryons massifs appelés "oligarches" continuent leur croissance. Celle-ci se poursuit durant environ 10000 ans, jusqu'à ce que les "oligarches" atteignent la taille de la Lune (Ø 3500 km).

Pendant ces deux phases d'accrétion, la masse de l'astre est telle qu'il fait le vide autour de lui, créant littéralement un "sillon" dans le disque comme on le voit ci-dessous.

A ce stade, le disque présente une structure concentrique, chaque "sillon" étant marqué par la présence d'un astre de quelques milliers de kilomètres de diamètre qui accrète les planétésimaux se situant à l’intérieur dans sa zone d'influence gravitationnelle dont le rayon augmente à mesure que l'oligarche ou la planète grossit. Lorsque toute la matière est consommée, un anneau  vide apparaît le long de l'orbite de la planète marquant la fin de la phase de croissance par accrétion. A ce stade, à hauteur de l'orbite terrestre (1 UA), l'astre présente un diamètre de l'ordre de 1000 km.

A partir de la composition actuelle et des rapport d'abondance N/H, D/H et 15N/14N mesurés sur Jupiter, Saturne, Uranus et Neptune, le taux d'accrétion dépend de trois facteurs :

1. La composition du noyau solide initial et de l'enveloppe gazeuse accrétée par la suite.

2. L'épaisseur de la zone de transition entre le coeur solide et l'enveloppe gazeuse

3. La quantité de matière apportée par les impacteurs ultérieurs.

Les compositions du noyau et de l'enveloppe dépendent de la chimie du disque protosolaire, de sa variation spatiale (voir plus haut), de la localisation initiale du noyau dans le disque et de la distance qu'il parcourut radialement durant l'accrétion (la migration, voir plus bas).

Traditionnellement, selon les travaux de William Ward (1997), comme nous l'avons expliqué la migration radiale à travers le disque se serait produite après que la planète se soit formée et tracé un sillon dans le disque. Sur base de cette hypothèse, les différences chimiques entre les planètes gazeuses géantes seraient des indices de leur localisation initiale dans le disque. Ainsi, les rapports D/H d'Uranus et Neptune mesurés par H.Feuchtgreuber et son équipe en 1999 sont 2 à 3 fois supérieurs à ceux de Jupiter et Saturne qui sont pour l'essentiel protosolaire. Les explications de ces différences sont diverses, l'une d'elles étant que l'enrichissement d'Uranus et Neptune en deutérium pourrait provenir de l'accrétion d'une enveloppe de gaz moins massive (estimée à 15 M) comparée à son noyau initial, même si la chimie des noyaux et des enveloppes des quatre planètes gazeuses fut initialement la même. Il est probable qu'Uranus et Neptune connurent une "distillation"  plus intensive de leur deutérium à travers l'échappement atmosphérique de l'hydrogène.

A gauche et au centre, illustrations de disques protoplanétaires. Il s'est écoulé plus d'un million d'années depuis l'effondrement de ces nuages. L'étoile est à présent sur la Séquence principale. Le vent stellaire est toujours puissant et contribue à l'ionisation du gaz tandis que la pression des UV extrêmes termine la photoévaporation du disque interne. Les résidus de poussière et les débris se rassemblent dans des anneaux. Les principales planètes terminent de consommer la matière leur servant de combustible, créant un "sillon" dans leur sillage. A droite, une photographie prise par le télescope spatial Hubble de TMR-1C (en dessous à gauche) découverte en mai 1998 dans le nuage moléculaire du Taureau par l'équipe de S.Terebey. On a d'abord cru qu'il s'agissait d'une étoile de l'arrière-plan dont la lumière était rougie par la poussière. En fait il s'agit d'une protoplanète d'une masse de 2 à 3 Mj gravitant à plus de 1000 UA (elle boucle son orbite en 40000 ans) d'un système protostellaire binaire situé à 450 années-lumière. Les deux étoiles TMR-1A et TMR-1B sont séparées de 6.4 milliards de kilomètres soit autant que la distance qui sépare Pluton du Soleil. Selon les modèles, la signature de la protoplanète correspond à une température effective de 2700 K et est un exemple typique de "hot jupiter". La longue bande brillante dirigée vers la protoplanète est un filament de matière. A ce jour, les astronomes ne sont pas encore certains que TMR-1C gravite autour du système binaire. Selon B.Riaz et son équipe, il faut encore recueillir des données pendant une vingtaine d'années (soit jusqu'en 2033) pour être certain de son orbite. Documents GalleryHip, T.Lombry et S.Terebey/NASA/ESA.

En résumé, la formation des planètes géantes gazeuses du système solaire s'est déroulée en 3 phases. Tout d'abord, nous assistons à la formation de Jupiter. A une distance de quelques UA un embryon solide de quelques dizaines de masses terrestres se forma à partir des planétésimaux et des planétoïdes par les deux mécanismes d'accrétion décrits ci-dessus (boule de neige et oligarchie). Lorsque l'environnement fut vidé de ses poussières, Jupiter accréta très lentement le gaz du disque principalement composé d'hydrogène qui augmenta progressivement sa masse jusqu'à atteindre 20 ou 30 fois celle de la Terre. Enfin, en raison de la gravité qui augmenta dans le coeur de la planète géante, le gaz accumulé provoqua un effondrement de son atmosphère qui par effet "boule de neige" accélérera l'accrétion, attira encore plus de gaz, alourdissant la masse de la planète, et ainsi de suite.

On estime qu'une planète gazeuse de 100 M (1/3 de celle de Jupiter aujourd'hui) de composition principalement solaire, c'est-à-dire riche en hydrogène, peut se former en moins d'un million d'années tandis qu'une planète de la masse de Jupiter (~318 M) peut se former en 8 à 10 millions d'années. Selon les modèles, il faut attendre 1.3 milliard d'années pour former Uranus et 4 milliards d'années pour former Neptune. Par comparaison, il faut entre 60 et 100 millions d'années pour former une planète rocheuse.

Si l'accrétion et la migration radiale des embryons oligarchiques explique la nature des planètes géantes, les simulations comme les observations n'expliquent pas la position actuelle de ces planètes dans le système solaire, ni même celle de certaines exoplanètes, notamment celles gravitant très près de leur étoile (< 0.1 UA) ou à l'inverse les "hot jupiter" gravitant très loin de leur étoile (~94 UA). Cette difficulté majeure a conduit les astrophysiciens à proposer en complément une nouvelle théorie : la migration planétaire qui développe le principe de l'instabilité gravitationnelle.

La migration planétaire

Le scénario de formation planétaire et en particulier celui des planètes géantes doit également tenir compte de la mécanique céleste et du fait qu'en devenant plus massive, une planète va être freinée et donc se rapprocher en spirale de l'étoile. En même temps, en créant son "sillon" dans le disque de gaz et de poussière, elle canalise la matière et devient par conséquent solidaire du disque. Or celui-ci migre naturellement vers l'étoile.

En supposant que le disque protoplanétaire s'est différencié en fonction de la lumière, de la pression de radiation, de la gravité et de la chaleur, on en déduit que la constitution des planètes telluriques dépend de la condensation des oxydes métalliques ou des silicates dans les régions internes du disque protosolaire.

Cette théorie n'est toutefois pas satisfaisante. En effet, depuis les années 1990 les astronomes ont découvert des milliers d'exoplanètes. Dans près de la moitié de ces systèmes, des exoplanètes géantes gravitent tout près de leur étoile, parfois à quelques dizaines de millions de kilomètres seulement, comme si Uranus ou Neptune par exemple gravitait dans l'orbite de Mercure.

Or la plupart des modèles numériques prédisent qu'en raison des hautes températures régnant si près d'une étoile, toutes les molécules s'évaporent au profit des éléments réfractaires et lourds qui s'accrètent lentement pour former le noyau planétaire, empêchant la formation de planètes géantes gazeuses en deça de la ligne de glace. Les astrophysiciens ont donc été obligés de corriger une nouvelle fois leurs modèles.

Distribution et caractéristiques des principales exoplanètes découvertes par l'observatoire orbital Kepler entre 2009 et 2015. Documents NASA.

Pour renforcer cette idée, une étude publiée en 2016 par Francesco Pignatale de l'ENS de Lyon et une équipe internationale d'astronomes montra que contrairement à l'idée généralement admise, des matériaux réfractaires furent également présents à la surface du disque à grande distance du Soleil, tandis que des matériaux volatils ont été préservés dans le disque interne, à des distances équivalentes à 0.1 et 0.8 UA du Soleil, c'est-à-dire jusqu'à l'orbite de Mercure où on ne s'attend pas à trouver ce genre de matériaux.

Ces simulations récentes rendent compte des observations des disques protoplanétaires en infrarouge où des émissions générées par des poussières d'enstatites (des pyroxène riches en magnésium, Mg2Si2O6) ont été découvertes dans la surface interne des disques. Selon Pignatale, cette chimie et cette dynamique suggèrent que la formation de chondrites d'enstatites à partir du fractionnement du gaz se produit dans la couche superficielle du disque protoplanétaire interne, en deça de 0.4 UA, une nouvelle donnée qu'il faut dorénavant inclure dans les modèles protoplanétaires.

Le modèle de Nice

Comme évoqué ci-dessus, pour expliquer la survie d'exoplanètes géantes tout près de leur étoile, dans les années 1980 les astrophysiciens ont proposé le concept de "migration planétaire" qui fut affiné en 2005 par Alessandro Morbidelli de l'Observatoire de Nice et son équipe et connu sous le nom de "modèle de Nice".

Selon ce modèle hydrodynamique, deux mécanismes sont à l'origine de la migration planétaire : le premier fait très tôt interagir les protoplanètes avec le gaz contenu dans le disque primordial tandis que le second mécanisme est plus tardif, les planètes se formant à partir des débris du disque.

Deux types de migration ont été proposées :

- La migration de Type I

Les protoplanètes de masse terrestre interagissent avec le disque primordial fortement gazeux. En se développant et en passant régulièrement au même endroit, les protoplanètes créent des ondes de densité (cf. les anneaux de Saturne) dans le disque gazeux. De ce fait, elles perdent leur moment cinétique ce qui les accélère et provoque un changement orbital qui se traduit par une migration vers l'intérieur du système.

Mais ce mécanisme est tellement efficace qu'une planète peut tomber sur le Soleil en quelque 10000 ans. Selon les simulations, jusqu'à 22 planètes gravitaient autour du jeune Soleil il y a plus de 4.3 milliards d'années. Il faut donc trouver un mécanisme pour interrompre ou ralentir cette migration car les 8 planètes restantes sont là pour en témoigner.

Deux solutions ont été proposées. D'une part, si le jeune Soleil a probablement avalé des dizaines de planètes de cette façon, on estime que les planètes telluriques restantes se sont formées à plus grande distance dans le disque et ont migré vers leur site actuel suite aux perturbations orbitales pour prendre les places laissées libres. D'autre part, il est possible que les protoplanètes telluriques aient achevées leur formation qu'après la disparition du gaz du disque et n'aient donc pratiquement pas migrées. Seuls les embryons oligarchiques d'une masse inférieure à celle de la Terre se seraient formés antérieurement, quand le disque gazeux était encore présent.

A voir : Le modèle de Nice, S&T

Simulation de la migration planétaire  depuis la naissance du système solaire dans le modèle du "Grand Tack" (la grande inflexion, entre 0-600 ka) et le modèle de Nice (après 600 ka). Ces deux séquences montrent clairement la dispersion des débris et la création de la Ceinture des astéroïdes en l'espace de 600000 ans. L'échelle du graphique de gauche affiche également l'excentricité orbitale. Documents A.Morbidelli et al. et F.DeMeo et B.Carry adaptés par l'auteur.

- La migration de Type II

Ce type de migration ne s'applique qu'aux planétésimaux formant des planètes géantes et massives de plus de 10 M. Les protoplanètes de ce type crée leur "sillon" et accrète la matière du disque de gaz primordial, phénomène qui en raison de la viscosité ambiante va ralentir la planète qui va donc migrer vers l'intérieur du système solaire. Toutefois, les simulations montrent que ce type de migration est plus lente que le Type I et suit la durée de vie de la viscosité du disque mais ellle reste inévitable pour les planètes géantes en cours d'accrétion.

Ici également se pose la question de savoir comment les planètes joviennes ou les exoplanètes géantes gazeuses ont survécu à la migration vers leur étoile ?

Le modèle du Grand Tack

Dans certaines conditions, il apparaît que la cavité magnétique qui entoure l'étoile T Tauri empêche l'effondrement des protoplanètes géantes sur leur protoétoile, les forçant à se placer sur l'orbite de corotation. Mais ce mécanisme impose que la théorie de l'accrétion-éjection fonctionne encore et donc que le disque contienne encore suffisamment de gaz. Cela implique aussi que les planètes géantes auraient un temps limité pour atteindre le rayon de corotation avant que la cavité centrale ne disparaisse. Les simulations indiquent que si les planètes arrivent trop tard, elles sont simplement avalées par l'étoile. Par chance, les dernières arrivées migrent à une époque où le disque de gaz est pratiquement consommé et ont une chance d'échapper à l'attraction fatale.

Schéma de la migration planétaire de Type II dans le modèle de Nice expliquant le déplacement des planètes géantes et des KBO. Document Obs. Paris.

Pour expliquer la position actuelle des planètes géantes et des KBO notamment, en 2011 Kevin Walsh, Alessandro Morbidelli, Sean Raymond et leurs collègues ont évoqué des perturbations gravitationnelles et des phénomènes de résonances entre les planètes orbitant sur des orbites proches qui empêcheraient cette migration forcée vers le Soleil ou même l'inverserait sous certaines conditions. Cette hypothèse appellé le "Grand Tack" (de "turnaround point" ou "tack point" qu'on peut traduire par point d'inflexion) s'appliquerait à tout couple de planètes géantes comme Jupiter et Saturne dont l'une est 2-4 fois plus massive que l'autre et expliquerait la petite taille de Mars. Toutefois, en 2014 ce modèle fut rediscuté par Raymond et Morbidelli car il reste des questions de détails non résolues notamment à propos de Mars.

Les deux migrations (Types I et II) s'interrompent dès que le gaz contenu dans le disque est dispersé. Mais cela n'empêche pas les planètes de continuer à grossir et même à changer d'orbite en fonction des circonstances.

C'est à ce stade que le système solaire externe (> 1 UA) fut vraisemblablement perturbé par les collisions orbitales avec des débris, des embryons planétaires et autres astéroïdes ainsi que par l'effet de fronde gravitationnelle engendré par le passage rasant de quelques corps massifs. Selon les simulations, ces interactions qui relèvent des lois d'une mécanique céleste chaotique auraient éjecté la plupart des corps hors du système solaire comme des boules sont éjectées d'un billard. C'est ainsi que l'embryon de Jupiter se serait formé vers 4 UA selon le modèle de Nice. Il aurait ensuite migré vers l'intérieur jusqu'à 1.5-2 UA avant d'être projeté vers l'extérieur jusqu'à sa position actuelle à 5.2 UA du Soleil. Uranus et Neptune se sont probablement formés entre 6-8 UA ou 9-15 UA et sont respectivement retrouvées à 20 et 30 UA du Soleil !

La formation de la Ceinture principale, des KBO et de Mars

Les différences de compositions qu'on retrouve dans la Ceinture principale des astéroïdes s'explique également comme une conséquence de la migration planétaire. En effet, pendant les premiers centaines de milliers d'années après la naissance du système solaire, la majorité des débris présents dans le disque étaient distribués entre 1-30 UA et présentèrent rapidement des excentricités importantes (0.2-0.5), signe d'importantes perturbations.

Environ 50000 ans après la naissance du Soleil, les embryons des planètes géantes étaient déjà en cours de formation, créant leur "sillon" dans le disque de gaz. En moins de 100000 ans Jupiter vida la Ceinture par accrétion tout en migrant vers l'intérieur du système solaire où il fut rejoint par Saturne. Vers 300000 ans après la naissance du Soleil, les deux protoplanètes géantes se s'étant fortement rapprochées l'une de l'autre, leurs effets gravitationnels combinés ont fortement attiré les astéroïdes et autres comètes dormantes entre 1-3 UA sans affecter ceux situés vers 1 UA qui se trouvaient déjà sur des orbites stables entre le Soleil et le couple Jupiter-Saturne.

Ce premier déplacement des planètes géantes a provoqué autant de bouleversements orbitaux qu'une balle massive traversant un champ de billes en trois dimensions et les éparpillant dans tous les sens.

Quelque 500000 ans plus tard (vers 800000 ans après la naissance du Soleil), les deux planètes géantes ont épuisé le gaz contenu dans le disque. Sous l'effet d'une résonance 3:2 entre Jupiter et Saturne (Jupiter effectue 3 révolutions autour du Soleil pendant que Saturne en effectue 2), leur migration interne s'arrête puis s'inverse. Les deux planètes migrent vers leur emplacement actuel en bouleversant de nouveau la distribution des petits corps mais cette fois dans l'autre sens. Elles entraînent derrière elles tous les astéroïdes situés entre 1-3 UA et ceux situés au-delà de 5 UA pour constituer la Ceinture principale actuelle qui s'étend entre 2-3.5 UA. Certains corps sont restés piégés dans les orbites de stabilités gravifiques sous l'influence conjuguée de Jupiter et du Soleil, formant les astéroïdes Troyens à autour de l'orbite de Jupiter.

Illustration des astéroïdes de la Ceinture de Kuiper qui s'étend entre 40 et 500 UA du Soleil. Document ESO/M.Kornmesser.

Autre conséquence de ce bouleversement, le repositionnement de Jupiter et de Saturne a repoussé Uranus et Neptune dans les contrées glaciales. C'est probablement à cette époque que Pluton fut éjectée de son orbite stable pour graviter sur une nouvelle orbite fortement inclinée et excentrique.

Preuve de leur passé chahuté, le plan orbital de la majorité des astéroïdes est incliné d'au moins 10° contre moins de 3° pour la plupart des planètes (0° pour la Terre, mais 7° pour Mercure et 17° pour Pluton), sans parler de leur surface très cratérisée et les collisions frontales que certains ont visiblement subi, étant composés de deux ou plusieurs corps de nature différentes.

Avec ses 2x1021 kg, soit 1/2950eme de la masse de la Terre, la masse totale de la Ceinture principale est dérisoire et représente à peine de quoi fabriquer un astre deux fois plus petit que la Lune, d'à peine 1500 km de diamètre (l'équivalent du satellite Rhéa de Saturne).

Ce bouleversement aurait laissé son empreinte 500 à 800 millions d'années plus tard c'est-à-dire entre 4.1-3.8 milliards d'années sous forme du bombardement intensif tardif (voir page suivante) qu'on observe dans l'abondante cratérisation de la Lune sur laquelle nous reviendrons.

Le modèle de Nice explique également l'existence de la Ceinture de Kuiper (KBO) dont les membres proviennent d'une région plus proche du Soleil située entre 5-10 UA selon les simulations, soit les emplacements actuels de Jupiter et Saturne et qui auraient également subi les effets de ce chambardement planétaire en étant repoussés entre 40 et 500 UA du Soleil.

Enfin, le modèle du Grand Tack explique aussi la petite taille de Mars. Conséquence de cette reconfiguration, Jupiter et Saturne ayant absorbé à elles seules pratiquement toute la matière existant entre 1.5 et 4 UA soit plus de 400 M, ce qui resta comme poussières a juste suffit pour former Mars dont la masse représente 0.1 M et qui s'est fixée vers 1.56 UA. Nous reviendrons sur le cas particulier de Mars, notamment avec les travaux de Jonathan Lunine de Cornell.

Pour la majorité des astronomes, le modèle de Nice complété par celui du Grand Tack expliquent le mieux l'organisation actuelle du système solaire et la nature des planètes. Ceci dit, ce ne sont que des approximations qui ne résolvent malheureusement pas tous les problèmes. La migration planétaire reste mal comprise et soulève encore beaucoup d'interrogations.

Les exoplanètes au secours des astrophysiciens

Ainsi qu'on le constate, on ne peut pas déduire l'entiereté du process de formation des planètes géantes en observant le système solaire. Nous avons manqué l'essentiel des étapes de son histoire et ignorons les détails de son évolution et à ce titre les hypothèses parfois gratuites manquent de preuves, rendant les modèles incertains voire caduques. Une fois de plus, seules la confrontation des simulations avec l'observation des exoplanètes va permettre aux astrophysiciens d'affiner cette théorie.

Justement, le modèle exoplanétaire étudié par Nuno Santos précité et son équipe à partir des données sur les exoplanètes indique qu'il existerait deux populations de planètes géantes. Les planètes géantes plus petites qu'environ 4 Mj se formeraient par un processus d'accrétion-éjection autour d'un noyau solide/glacé et de préférence en orbite autour d'étoiles riches en métaux tandis que les planètes pesant entre 4 et 20 Mj se formeraient autour d'étoiles relativement plus pauvres en métaux et plus massives et de préférence par instabilité gravitationnelle, suggérant que ces exoplanètes géantes très massives se formeraient par des mécanimes différents de leur contrepartie de faible masse. Les deux mécanismes, accrétion-éjection et instabilité gravitationnelle, peuvent néanmoins jouer un rôle dans le même système protoplanétaire - ce qui semble avoir été le cas dans le système solaire - mais les conditions précises doivent encore être étudiées car il reste de nombreuses questions sans réponses.

Voyons pour terminer la formation des planètes telluriques, notamment du système Terre-Lune.

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Formation des planètes telluriques

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