La formation du système solaire

Poussières d'étoiles (II)

Comment se forma le disque protosolaire ? En 1991, l’astrophysicien Alister G.Cameron présenta un modèle de l’histoire protosolaire, fondé sur l’explosion successive d’étoiles dans un immense nuage moléculaire. Selon Cameron, tout aurait commençé dans un nuage géant de gaz et de poussière de 10⁵ M_¤ qui s’étendait sur quelques milliers d'années-lumière. Ce nuage était constitué de 78% d’hydrogène, 20% d’hélium, 2% d’atomes lourds et d’un pourcent de grains de poussières. La concentration d’hydrogène n’était pas encore très élevée, de l’ordre de 10^-17 atmosphères, quelque 1000 molécules /cm³.

Au coeur de ce nuage géant des poches de haute densité se sont formées, pouvant localement atteindre 100000 molécules/cm³.  En s’effondrant sous l’effet de la gravitation, ces poches de gaz et de poussières ont donné naissance à plusieurs associations d’étoiles, dont les plus turbulentes furent de type O et B d’environ 10 M_¤.

Née dans la Lagune Une étoile massive bleue turquoise est née. Elle est encore auréolée des gaz et des poussières protostellaires de la nébuleuse de la Lagune, M8. Document T.Lombry.

Très massives, ces étoiles ne survécurent pas plus de 10 millions d’années. Elles explosèrent en supernova, libérant dans l’espace une immense bulle qui balaya le coeur du nuage moléculaire de son gaz et de ses poussières. Pendant ce temps, les étoiles moins massives et moins chaudes synthétisèrent des éléments lourds au cours des différentes phases de la nucléosynthèse. Quelques étoiles géantes, riches en carbone (Branche Asymptotique des Géantes, AGB) transformèrent l’hélium en éléments plus lourds pendant qu’une fraction de leur enveloppe s’échappait dans l’espace, porteuse des germes des nouveaux éléments synthétisés.

Au bout de 130 millions d’années environ, le coeur du futur nuage protosolaire fut totalement désagrégé. Un nouveau coeur se reforma à partir de la matière enrichie en éléments lourds, à nouveau dominé par les étoiles chaudes du type O et B. 20 millions d’années plus tard, les étoiles plus massives ayant déjà explosées, seules les étoiles voisines d’une à deux masses solaires se transformèrent en étoiles géantes AGB. Elles moururent quelques millions d’années plus tard, mais bien calmement, en soufflant leur enveloppe superficielle dans l’espace, libérant environ 20% de leur masse. Leur coeur se transforma en étoile naine blanche.

La bulle de gaz se déplaçant selon les lignes de force du champ magnétique galactique, leurs mouvements s’inversèrent bientôt, comprimant le milieu interstellaire sous forme de petits nuages de quelques masses solaires. Ces nouvelles générations d’étoiles produisirent en fin de compte de nouvelles bulles de gaz qui servirent à leur tour de matière première à de nouvelles étoiles, parmi lesquelles on retrouva le futur Soleil.

Ces cascades de naissances et d’enrichisssement stellaires permettent d’expliquer la présence dans les météorites de radioactivité éteinte et les grandes anomalies isotopiques. L’explosion d’une seule supernova ne peut expliquer une telle diversité.

Le disque protosolaire

De nombreuses questions restent en suspens concernant l’évolution de la température durant la phase de condensation et si cette température fut suffisante pour vaporiser les premiers grains de poussières. On ignore également quel fut le ciment qui maintena les grains condensés jusqu’à former des objets solides de l’ordre d’un mètre de diamètre. Pour expliquer à la fois la formation des planètes et des astéroïdes, leur existence et leur composition chimique, nous savons qu'au moins trois facteurs interviennent :

- La lumière : pour étonnant que cela soit, la pression de radiation exercée par les photons permet de déplacer les corps les plus légers, c'est le principe utilisé pour "propulser" les voiles solaires. De microscopiques particules de métaux, de roche, de glace et de gaz présents dans le disque protosolaire se sont ainsi rassemblés.

- La gravité: la matière attirant la matière, la plus grande masse attire la plus petite et c'est l'effet boule de neige. Le centre du disque protosolaire s'effondrant sur lui-même sous l'effet de sa propre gravité, un champ gravitationnel se développa et commenca à différencier les éléments en fonction de leur masse; les métaux et les roches se rapprochèrent du futur Soleil tandis que les glaces et les gaz, beaucoup plus légers, restèrent à bonne distance.

- La chaleur : la température centrale du disque protosolaire augmentant jusqu'à dépasser 2000°C, à quelques millions de kilomètres de distance les glaces sont passées de l'état solide à celui de vapeur par sublimation. Ces éléments volatils ont ensuite été poussés vers l'extérieur du disque protosolaire, au-delà de la ceinture des astéroïdes.

T Tauri est la représentante emblématique d'un jeune système stellaire né voici quelques millions d'années, assez semblable à ce que le système solaire devait ressembler à la même époque. L'étoile est actuellemet au stade Pré-séquence principale. Le halo bleuté est constitué d'un mélange de poussières circumstellaires et des résidus ayant donnés naissance à T Tauri. Cet astre est en fait un système binaire dont les deux composantes sont visibles au centre et légèrement au sud-est de l'image. Cette photographie a été prise en infrarouge avec une optique adaptive fixée sur le télescope du CFH. Document CFHT.

Les chercheurs pensent en effet que la nébuleuse protosolaire produisit rapidement une température de 1700 à 2300°C, en particulier dans la région des astéroïdes à 2.5 UA. Car en fonction de la température nous savons que des réactions chimiques spécifiques se produisent et expliquent le paysage diversifié du système solaire. Nous savons que c’est vers 2000°C qu’apparaissent le calcium, l’aluminium, le magnésium et le titane. A 1000°C subsistent les silicates et les oxydes métalliques. Vers 0°C l’eau devient glace entraînant une chute globale de la pression et vers -250°C le méthane se glace. Cette distribution est confortée par la théorie de l’accrétion qui explique par ailleurs bien l’existence de deux types de planètes : les planètes telluriques proches du Soleil et les planètes gazeuses, plus éloignées.

L’aggrégation des planétésimaux en objets de la taille des planètes est un autre défi. Il est possible que le processus d’accrétion ne démarra qu’une fois les planètes géantes, et Jupiter en particulier, provoquèrent suffisamment de perturbations pour briser les anneaux du système protoplanétaire. Il est également possible que la seconde vague d’impacts météoritiques visible sur la surface de la Lune et remontant à 3.8 milliards d’années représente le dernier enregistrement de cette accrétion forcée. Ces questions demeurent sans réponses. Que s’est-il passé ensuite ?

Les cicatrices du temps La Lune témoigne dans ses chairs que la naissance du système solaire fut violente. A gauche son visage habituel qui ne fut que légèrement exposé aux impacts météoritiques, les grandes formations ayant eu le temps de se combler de lave. A l'inverse l'image de droite présente sa face cachée avec la Mer des Crises à l'extrême droite. Cette hémisphère témoigne d'un passé marqué par un bombardement météoritique intense qui n'a eu de cesse que voici quelques millions d'années. Document T.Lombry et NASA/ApolloXVI.

En l'espace de cent milles ans le futur Soleil commença à émettre des jets de matière perpendiculairement à son plan de rotation, jets qui participèrent au transfert de son moment angulaire aux planètes (la vitesse de rotation de l'un est transférée aux planètes) et qui s'échappèrent dans l'espace à quelques centaines de kilomètres par seconde. Ces jets bloquèrent l’augmentation de son volume et favorisèrent la formation d’un anneau équatorial. 

De tels phénomènes ne sont pas exceptionnels et ont été observés dans les objets de Herbig-Haro tels HH30, HH111 ou L1551, cette dernière contenant des enveloppes en forme de tore protostellaire et autour de quelques étoiles pour citer RW Auriga et BKLT 1623-2418. Toutes ces proto-étoiles sont en phase Pré-Séquence principale.

Selon le modèle stellaire élaboré par l’équipe de Willy Fowler le disque protosolaire s’effondra sur lui-même en l’espace de 50 millions d’années. Durant les 10 premiers millions d’années, alors que la nébuleuse se contractait, la température effective du proto-Soleil resta relativement constante, quelque 1300 K inférieure à ce qu’elle est aujourd’hui. Sa luminosité décrut également proportionnellement à sa dimension superficielle d’un facteur peut-être égal à 30. Il faudra encore attendre 40 millions d’années pour que l’effondrement gravitationnel porte la densité du coeur du futur Soleil à 150 g/cm³, 150 fois celle de l’eau et une température voisine de 10 millions de degrés pour déclencher la fusion de l’hydrogène dans son noyau. C'est alors que notre étoile s'illumina, au début rougeâtre pour rapidement devenir jaune et s'installer sur la Séquence principale du diagramme HR qui matérialise l'évolution des étoiles.

La dynamique des nuages protostellaires A gauche observé à 1.3mm de longueur d'onde dans la raie du CO au moyen du radiotélescope de 30m de l'IRAM, nous voyons ici clairement les jets polaires (en jaune) s'échapper de la proto-étoile BKLT 1623-2418 ainsi que son disque incliné (bleu et rouge). Document VLA/IRAM. A droite l'étoile RW du Cocher est entourée d'un disque de poussières et émet un jet spectaculaire qui participe au transfert d'énergie vers le disque planétaire. Cette image a été prise dans les raies de l'OI et du SII par le CFH/U.Strasbourg.

Alors que les astronomes désespéraient de pouvoir un jour observer ce phénomène, grâce au Télescope Spatial Hubble, l’équipe du Pr Hester de l’Université d’Arizona découvrit en 1995 une pépinière de jeunes étoiles au sein de la célèbre nébuleuse de l’Aigle, M16. La découverte fit sensation. Entourées de volutes de gaz et de poussières brun-ocre sur fond azur, on découvrait de scintillantes étoiles nées il y a à peine 7000 ans s’extraire de leur nuage dense de gaz et de poussière interstellaires. Ainsi que nous l'avons dit précédemment, le même phénomène se produit dans la partie centrale de la Grande nébuleuse d'Orion, M42.

Suspecté d'être une nurserie d'étoiles, le coeur de la nébuleuse M16 de l'Aigle abrite des nuages de poussières et de molécules organiques. La matière en cours d'accrétion nous empêche encore d'observer les étoiles en formation. Cliquer ici pour charger une animation de 760 KB. Documents Astrooptik et STSCI/HST.

Dernière partie

La formation des planètes