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La formation du système solaire

llustration du disque de poussières entourant Fomalhaut et son exoplanète née il y a 200 millions d'années et qui effectue une révolution en 872 ans. Document NASA/ESA/STScI.

La croissance des grains de poussières (VII)

On ignore précisément quelle fut la température des grains de poussières durant la phase de condensation et quel "ciment" maintient 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 et autres TNO, leur existence et leur composition chimique, nous savons qu'au moins trois facteurs interviennent :

- La lumière : comme on le voit clairement dans le disque de Fomalhaut, 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. Grâce à cette action, de microscopiques particules de métaux, de roche, de glace et de gaz présents dans le disque protostellaire peuvent s'agglomérer.

- 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 proto-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 se sont sublimées. Ces éléments volatils ont ensuite été poussés vers l'extérieur du disque protosolaire, au-delà de la ceinture des astéroïdes.

Les chercheurs estiment que la nébuleuse protosolaire produisit rapidement une température de 1700 à 2300°C, en particulier dans la région des astéroïdes vers 2.5 UA. Ceci est important car des réactions chimiques spécifiques se produisent à certains seuils de température et expliquent le paysage diversifié du système solaire et notamment le fait qu'il n'y pas de planète gazeuse en-dessous de l'orbite des astéroïdes et qu'elles présentent un noyau métallique.

Pour expliquer ce phénomène nous devons introduire quelques notions de géochimie.

Géochimie

Les modèles numériques se basent notamment sur les lois de la géochimie qui indiquent que les matériaux volatils (H, C, O), les silicates (Ca, Si, Ti, etc) et les métaux (Fe, Ni, etc) se condensent à différentes températures, ce qui permet de définir le degré de volatilité des différents éléments en fonction de la température de condensation (Tc). Bien que les seuils de température ne soient pas abrutes comme la théorie pourrait le sous-entendre, les différents éléments ont été classés en 4 catégories : 

- Les éléments réfractaires, Tc >1400 K (>1127°C) ou >1600 K (>1327°C) pour les platines

- Les éléments modérément réfractaires, Tc  ~1300 K (~1027°C)

- Les éléments modérément volatils, 800 K > Tc < 1200 K (527 à 927°C)

- Les éléments volatils, Tc < 800 K (<527°C).

Ensuite, il faut identifier les éléments réfractaires et volatils que les géochimistes et géologues classent en différentes familles en fonction de leurs affinités pour les roches silicatées, métalliques et leur volatilité, classification que l'on peut assez facilement faire correspondre avec le tableau périodique des éléments de Mendéléev :

- Eléments lithophiles : éléments silicatés ne présentant aucune affinité pour le fer et ses alliages. Ils comprennent certains platines. Ils peuvent être réfractaires ou volatils, compatibles ou incompatibles (transformation ou non de roche en magma). On les retrouve généralement dans le manteau et la croûte des planètes.

- Réfractaire : Be, Al, Ca, Ti, V, Sr, Zr, Nb, Ba, terres rares (Sc, Y et les 15 lanthanides de Z=51 pour La à Z=71 pour Lu), Hf, Ta, Th, U

- Modérément réfractaire : Mg, Si, Cr

- Modérément volatil alcalin : Li, B, Na, K, Mn, Rb, Cs...

- Volatil : F, Cl, Br, I

A gauche, tableau des éléments chimiques groupés par affinités (volatilité) et qu'on retrouve dans les différents types d'enveloppes terrestres (noyau, manteau et croûte). A droite, la volatilité des éléments affichée sous deux échelles différentes, l'enthalpie d'atomisation qui représente l'énergie moyenne de liaison par atome dans les solides et l'échelle dépendant de la chimie de la nébuleuse protosolaire. La température indiquée est celle où 50 % de l'élément est sous forme solide à la pression minimale de la nébuleuse protosolaire selon K.Lodders (2003). Les éléments du groupe des platines (Ru, Rh, Pd, Os, Ir, Pt, Re), plus Al, Ti, Zr, W et la plupart des éléments des terres rares (Sc, Y et les 15 lanthanides de Z=51 à 71) et des actinides (Z=82 à 103) se condensent au-dessus de 1600 K et composent essentiellement les inclusions réfractaires des météorites ou des roches. Le groupe des éléments lithophiles modérément réfractaires comprend les principaux éléments Si, Mg, Fe et Ca accrétés jusqu'à 1300 K sous forme de métaux, olivine et pyroxènes et constituent la plus grande partie du manteau et du noyau des planètes telluriques. Ces éléments réfractaires sont bien séparés des éléments volatils fortement chalcophiles (Cu, Ga, Ge, As, Ag), des chlorines et des éléments alcalins (Li, Na, K, Rb et Cs) qui se condensent entre 1150 et 850 K. Entre 750 et 530 K, les éléments volatils faiblement chalcophiles (Pb, Bi, Sn, Zn, Cd, S, Te) précipitent, suivis par les véritables éléments atmophiles volatils (N, C, H) et He. Chaque groupe est séparé des autres par un espace de température symbolisé par les colonnes blanches. Documents M.Dayak/T.Lombry et F.Albarède (2009) adapté par l'auteur.

- Eléments sidérophiles : éléments ayant une affinité pour la phase métallique. Ils comprennent également quelques platines. Ils peuvent être réfractaires ou volatiles, compatibles ou incompatibles. Ils sont généralement localisés dans le noyau des planètes.

- Réfractaires : Mo, Ru, Rh, W, Re, Os, Ir, Pt

- Modérément réfractaires : Fe, Co, Ni, Pd

- Modérément volatils : P, Cu, Ga, Ge, As, Ag, Sb, Au

- Eléments chalcophiles : éléments se comportant comme le soufre. Ils sont très volatils.

- Volatils : S, Se, Cd, In, Zn, Sn, Te, Hg, Pb, Tl, Bi

- Eléments atmophiles : éléments très volatils. On les retrouve principalement dans l'atmosphère et l'océan.

Volatils : H, He, C, N, O, Ne, Ar, Kr, Xe.

Pour le lecteur que cela intéresse, en 1973 l’astrophysicien Alister G.Cameron publia un article dans lequel il décrit pour chaque élément découvert dans les météorites et dans le Soleil le mécanisme présumé de nucléosynthèse ainsi qu'une table des abondances des éléments qui devrait être caractéristique de celle de la nébuleuse protosolaire.

Séquence de condensation thermo-chimique

 Pendant le refroidissement du disque protoplanétaire et pas nécessairement en fonction de la distance au Soleil, comme le décrit le diagramme ci-dessous, on observe d'abord la condensation en petite quantité d'éléments hautement réfractaires (lithophiles ou sidérophiles) comme le tungstène (W), l'osmium (Os) et le zirconium (Zr). Ce dernier élément est particulièrement intéressant car il peut former des cristaux de zircon en présence d'oxygène (ZrO2). Outre qu'il s'agit d'une pierre fine, c'est un excellent indicateur à la fois pour situer une planète dans la zone habitable et apporter la preuve de la présence d'eau à l'époque de sa formation. Il est probable que ces trois éléments ne se sont jamais vaporisés dans la nébuleuse protosolaire. En effet, le zirconium présente une température de fusion de 1855°C (2128 K) et les deux autres au-delà de 3000°C, le passage de 1 atm au vide étant pratiquement sans effet car il n'y a pas de sublimation pour ce type d'éléments.

Séquence de condensation des différents matériaux de la nébuleuse protosolaire en fonction de la température dans des conditions d'équilibre et à basse pression. A droite, les assemblages fléchés sont les réactions se produisant au cours du refroidissement. Si le milieu se réchauffe les réactions peuvent s'inverser. Dans la norme américaine ASTM C71, un matériau est dit réfractaire s'il résiste à 530°C soit ~800 K. On les retrouve typiquement dans les planètes telluriques, les planètes géantes gazeuses contenant surtout de l'hydrogène mélangé à d'autres composés volatils plus ou moins transformés. Les positions des planètes sont celles d'aujourd'hui (après la migration planétaire). Documents T.Lombry.

Vers 1400°C (1700 K) on observe la condensation et la formation de cristaux de calcium et des oxydes d’aluminium, de magnésium et de titane en grandes quantités. Vers 1200°C (1470°C) les composés métalliques à base de ferro-nickel précipitent directement à partir de la phase gazeuse puis vers 1176°C (1450 K) les oxydes métalliques réagissent avec le gaz pour former des minéraux silicatés (contenant du silicium et de l'oxygène) de calcium, d'aluminium et magnésium parmi lesquels des chondres d'olivine et de pyroxène riches en magnésium (olivine Mg2SiO4, enstatite Mg2Si2O6, etc). Ces matériaux sont très communs. On les retrouve dans les météorites primitives (chondrites et achondrites) et métamorphiques (les fameuses pallasites) ainsi que dans le manteau de la Terre, la croûte lunaire, sur Mercure, Vénus et les astéroïdes.

Ensuite, entre 1177°C et 777°C (1450-1050 K) les métaux (Fe, Ni, Cu, etc) se condensent. Les silicates alcalins comme le sodium (Na), le potassium (K) et le rubidium (Rb) se condensent vers 726°C (1000 K) formant des feldspaths qui sont des sels solubles (NaAlSi3O8, KAlSi3O8, CaAl2Si2O8, RbAlSiO3) aux dépens de certains minéraux formés précédemment.

Les silicates alcalins sont très connus malgré leur nom barbare. Combinés à des oxydes métalliques, ils se colorent et forment des pierres fines  (agates, cornalines, améthystes) et hydratés il se transforment en opales. Combinés à d'autres impuretés, ils se transforment en silex ou en grès.

Vers 425°C (700 K), le fer condensé à plus hautes températures réagit avec le soufre présent dans le gaz et forme de la troïlite ou sulfure de fer (FeS) qu'on retrouve également dans quelques météorites.

A plus basses températures, certains métaux combinés à l'oxygène et ayant réagit avec le magnésium forment des silicates comme l'olivine riche en fer ((Fe)2SiO4) ou des oxydes comme la magnétite (Fe3O4). On retrouve ce minerai de fer dans les chondrites carbonées de type C1, dans la météorite ALH84001 originaire de Mars et plus étonnant, dans certaines bactéries et cellules.

A gauche, lamelle de 174 g (~10x20x1 cm) de la pallasite d'Imilac contenant de l'olivine dans une matrice de fer-nickel. Cette météorite s'est formée il y a 4.56 milliards d'années à la limite entre le noyau et le manteau d'un grand astéroïde. Elle fut découverte dans le désert d'Atacama au Chili en 1822. On estime que 1000 kg de débris tombèrent dans une zone de 8x2 km (cf. cet article). Une pièce de musée comme celle-ci vaut 5000$ par 100 g (2015). A droite, les origines des météorites. L'analyse des météorites, comme celle des comètes et des astéroïdes, permet de mieux comprendre la génèse du système solaire, d'où l'intérêt que tous les échantillons récoltés passent d'abord entre les mains des experts car une roche de nature inconnue peut toujours être découverte. Documents Arizona Skies Meteorites et T.Lombry.

En-dessous d'environ 127°C (400 K), les sulfates, les carbonates et les silicates hydratés se forment par réaction avec les premiers minéraux avec le gaz. Lorsque la température de la nébuleuse protosolaire passe sous 27°C (300 K), les composés carbonatés précipitent.

Enfin, dans les milieux denses et sous 1 atm, l'eau se transforme en glace vers 0°C (273 K) selon la sanilité entraînant une chute globale de la pression. Dans le vide ou les atmosphères très tenues comme celle de Mars (6 mb en moyenne contre 1013 sur Terre), l'eau gèle vers -88°C (185 K). Elle se forme la nuit ou dans l'ombre des cratères, dans le sous-sol ou tombe sous forme de précipitations de flocons de neige.

Il faut de très basses températures pour que les substances volatiles se condensent et se transforment en glace : l'ammoniac (NH3) se transforme en glace  à -77.7°C sous 1 bar ou 1 atm), le méthane (CH4) gèle à -182°C sous 1 atm et à -250°C ou 23 K dans le vide et l'azote (N2) se liquéfie à -196°C sous 1 atm et se se glace à -210°C sous 1 atm. On retrouve ces molécules dans différentes proportions dans les planètes gazeuses ainsi que sur Titan. Les éléments constituants ces matières étant beaucoup plus abondants que les éléments réfractaires (cf. tableau page suivante), leur processus de condensation sous forme liquide et/ou solide se produit à un taux presque aussi élevé que la formation d'une boule de neige.

Séquence de condensation des différentes molécules formant les planètes telluriques. Document A.Prentice adapté par l'auteur.

En revanche, il est peu probable que les gaz atmophiles les plus volatils comme l'hydrogène et l'hélium se soient jamais condensés à ce stade. En effet, l'hydrogène n'est liquide que vers -252°C et solide vers -259°C sous 1 atm. Il faut des pressions titanesques pour le rendre solide et même métallique (à  plus de 2 millions d'atm) comme dans les profondeurs de Jupiter. Quant à l'hélium, il est liquide vers -269°C sous 1 atm mais ne passe à l'état solide que sous une pression d'au moins 26 atm. On reviendra plus loin sur la ligne de glace.

En résumé, une toute petite proportion de la masse de la nébuleuse protosolaire se condensa à haute température et forma les matières réfractaires, les oxydes, les silicates et autres roches à l'origine des planétésimaux qui formèrent les planètes telluriques et les astéroïdes. Ce sont les basses températures qui ont permis la condensation de la plus grande partie de la masse de la nébuleuse protosolaire en un mélange différencié de carbonates, silicates hydratés, sulfates, glaces et de gaz non condensés très volatils. Enfin, vu la petite proportion de silicates et de roches formée au cours du processus et étant donné que les planètes géantes ont accrété l'essentiel des poussières et du gaz, dans les régions les plus froides et les plus reculées du système solaire seules des comètes dormantes, des "boules de neige sâles" ont pu se former.

Cette séquence thermo-chimique est confirmée par les analyses géochimiques et par les simulations fondées sur la théorie de l’accrétion qui montrent que les petites planètes telluriques se sont formées près du Soleil et les grandes planètes gazeuses à plus grandes distances. Toutefois, depuis la découverte de milliers d'exoplanètes nous verrons que cette dichotomie doit être nuancée : dans certains systèmes des exoplanètes gazeuses évoluent près de leur étoile et dans d'autres des exoplanètes géantes telluriques évoluent à grandes distances.

A présent que nous comprenons mieux les réactions physiques et géochimiques qui déclenchent les phénomènes d'accrétion initiaux et la condensation de la matière au sein des disques protoplanétaires, l'étape suivante est la formation des planètes à partir des planétésimaux.

Croissance des planétésimaux

L’agrégation des planétésimaux (Ø 1 km) en objets de la taille des planètes est un autre défi. Dans le cas du système solaire, il semble 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. C'est en tout cas sur base de cette hypothèse qui fait consensus que nous allons détailler la suite des évènements.

La théorie de l'accrétion et l'observation des disques de poussières entourant les exoplanètes proches semblent confirmer que ce mécanisme est efficace au point de former des planètes de la taille voire même plus grandes que Jupiter.

En 2004, Scott Kenyon et Benjamin Bromley ont simulé sur ordinateur un nouveau modèle de disque protoplanétaire contenant un milliard de particules-tests représentant autant de planétésimaux de 1 km de diamètre gravitant autour d'une étoile de type solaire. Ils ont découvert que le processus de formation des planètes était remarquablement efficace. Au commencement, les collisions entre planétésimaux se produisent à des vitesses assez lentes, permettant aux objets qui se heurtent de fusionner et d'accroître leur masse. A une distance voisine de celle de la Terre (1 UA) il faut compter seulement 1000 ans pour que des planétésimaux de 1 km se transforment en objet de 100 km. 10000 ans plus tard ces objets se sont transformés en protoplanètes de 1200 km de diamètre et il faut encore attendre 10000 ans pour obtenir des protoplanètes de 2000 km de diamètre. Des objets de la taille de la Lune pourraient donc se former en l'espace de 20000 ans.

A gauche, la lumière zodiacale dont voici une autre photo plus précise est constituée de fines poussières abandonnées par les comètes actives et les astéroïdes entrant en collision. C'est la seule trace ténue qu'il reste de la poussière du disque protoplanétaire solaire. Au centre et à droite, les disques circumstellaires de Bêta Pictoris et de BD+31°643 enregistrés en infrarouge à 0.5 microns. Plus jeunes que les étoiles qu'ils abritent, ils sont la preuve que cette poussière a récemment été formée autour de ces étoiles. Documents David Jewitt.

Pendant que les planétésimaux du disque se développent par accrétion, leur pesanteur s'accroît en parallèle. Lorsque ces objets atteignent 1200 km de diamètre, ils commencent à perturber les plus petits. Par effet gravitationnel, les gros planétésimaux donnent de l'impulsion aux plus petits qui gravitent si rapidement qu'il se heurtent au lieu de fusionner, ils se pulvérisent et augmentent la quantité de poussières dans l'environnement immédiat des protoplanètes. Tandis que ces dernières continuent à accumuler des planétésimaux par accrétion-fusion, les fragments restants se transforment progressivement en poussière interplanétaire.

Cette poussière se forme donc à la même distance que la planète et sa température indique donc la température de la planète en cours de formation. Ainsi, la poussière qui suit Vénus sur son orbite est plus chaude que la poussière orbitant à hauteur de la Terre. Si une exoplanète en cours de formation est invisible, on peut malgré tout la détecter à travers le nuage de poussières qui s'agglomère autour d'elle et qui émet un rayonnement infrarouge.

Selon Kenyon et Bromley la taille des plus grands objets contenus dans le disque protoplanétaire détermine le taux de production de la poussière. Cette quantité est maximale lorsque les planétésimaux mesurent 1200 km.

Le piégeage des particules : retour des tourbillons et de la MHD

Si ce sont bien les effets gravitationnels et la friction du gaz qui ont permis aux premiers planétésimaux de migrer vers l’étoile, cela sous-entend d'abord qu'il y eut des interactions entre le disque protoplanétaire gazeux et les effets de marée afin d'attirer les corps vers l'étoile. Mais ces corps auraient dû immédiatement s'effondrer sur l'étoile sans avoir eu le temps d’atteindre une taille de plusieurs dizaines de kilomètres.

Illustration d'une exoplanète qui a littéralement vidé le disque de poussières dans sa zone d'influence gravitationnelle. Document Tim Pyle/Spitzer/Caltech.

Il faut donc trouver un mécanisme pour interrompre cette attraction fatale. Les astrophysiciens ont donc proposé plusieurs théories pour piéger les planétésimaux. L'une d'entre elles tient compte de tourbillons présents dans le disque protoplanétaire qui permettent également de s'affranchir de la "barrière du mètre" lors de l'accrétion des poussières.

Les simulations montrent qu'il peut exister des instabilités de courant dans le disque générant des mouvements en sens contraire. Sous l'effet de cette turbulence, des tourbillons de gaz se forment dans le disque au sein desquels les poussières peuvent s'accumuler. Si la vitesse relative des particules est suffisamment faible, elles peuvent "se coller" les uns aux autres. La densité va ainsi augmenter au centre des tourbillons jusqu'à déclencher un effondrement gravitationnel et rapidement former des planétésimaux de plusieurs kilomètres.

Dans une variante de ce modèle, la poussière est piégée dans les régions à fort gradient de pression dans le disque de gaz, qu'on appelle des singularités. Ces structures peuvent se former en différents endroits du disque : dans des "zones mortes" (dead zones) c'est-à-dire sans activité magnétique, vers la ligne de glace ou encore dans des régions de surdensités créées par des instabilités magnétohydrodynamiques (MRI). Dans ces différentes zones de piégeage, l’accrétion se poursuit de la même manière que dans le modèle des tourbillons.

Prochain chapitre

La ligne de glace

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