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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 entre 130-150 K soit -143 à -123 °C et ~3 à 4 UA et correspond approximativement à la distance actuelle de l'orbite de Jupiter (~5 UA) tandis que la ligne de glace du monoxyde de carbone (CO) correspondait à l'orbite actuelle de Neptune (30 UA). 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 K8 V encore enveloppée dans un nuage de gaz et de poussière 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.

Ligne de glace du système solaire

Élément

Condensation

Distance

Eau

~150 K (-123 °C)

~4 UA

Méthane

 ~90 K (-183 °C)

 

Monoxyde de carbone

 ~20 K (-250 °C)

30 UA

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 condenser et 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 le rayonnement 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 à droite, 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 0.04 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)

A gauche, une image du système protoplanétaire V883 Orionis obtenue par ALMA en 2016 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 1300 années-lumière, à quelques degrés sous la célèbre nébuleuse d'Orion, M42. Comme on le voit ci-dessus, V883 est déjà au stade d'étoile (c'est une variable de type FU Orionis) mais dans une phase explosive qui dure environ 100 ans et peut se répéter. Durant cette phase d'intense activité, la ligne de glace s'éloigne 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 soit ~60 UA qui est légèrement plus élevée que l'orbite de Pluton, 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.

Mieux encore, en recherchant des exoplanètes, les astronomes ont découvert au moins deux super-Terre bien au-delà de la ligne de glace : Barnard b de 3.2 M à 0.4 UA de son étoile (2018) et Proxima c de 6.2 M à 1.5 UA de son étoile (2020). Tout indique que le froid et la glace facilitent l'accrétion des poussières car elles se collent plus facilement que dans les régions plus chaudes du disque protoplanétaire.

Détection de molécules organiques

Comme on le voit-ci-dessous, grâce à ALMA l'équipe de Jeon-Eun Lee de l'Université de Kyung Hee en Corée est parvenue à détecter plusieurs molécules organiques complexes dans le disque de V883 Orionis : le méthanol (CH3OH), l'acétone (CH3COCH3), l'acétaldéhyde (CH3CHO), le formiate de méthyle ou méthanoate de méthyle (CH3OCHO) et l'acétonitrile (CH3CN). Leur découverte fut décrite dans la revue "Nature Astronomy" en 2019. La détection de ces molécules s'explique par l'augmentation du rayonnement et de la chaleur de l'étoile variable qui ont vaporisé une partie du disque interne, libérant ces molécules emprisonnées dans la glace. Ces molécules apparaissent en bleu sur l'image de gauche. Notons qu'on retrouve les mêmes molécules dans les complexes moléculaires du bras du Sagittaire dont W51.

A consulter : ALMA Science Archive

A gauche, image en fausses couleurs de V883 Orinis obtenue par ALMA. La distribution des poussières est indiquée en orange et celle du méthanol en bleu. Au centre, illustration artistique du disque protoplanétaire de V883 Orinis. La partie extérieure du disque est gelée et les poussières sont recouvertes de glace. Lors d'un sursaut d'activité de l'étoile, vers 60 UA cette glace peut se sublimer, libérant les gaz. A droite, explication de la détection des molécules organiques. Documents ALMA (ESO/NAOJ/NRAO), Lee et al. et NAOJ adapté par l'auteur.

Grâce à ce sursaut d'activité, les astronomes espèrent pouvoir tracer la composition chimique de la glace tout au long de l'évolution des jeunes étoiles. Toutefois, la sensibilité et la résolution des radiotélescopes n'est pas encore suffisante pour résoudre les structures à l'intérieur de la ligne de glace.

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.

Des études récentes (cf. APS March Meeting 2019) basées sur les données recueillies par les missions spatiales Cassini et Juno vers Jupiter et Saturne indiquent que les éléments lourds des planètes géantes ne seraient pas concentrés dans le noyau mais mélangés à l'hydrogène métallique liquide. On en déduit que les couches externes de ces planètes joueraient un rôle plus important que prévu dans la génération de leur champ magnétique.

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 Jupiters" 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 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".

Aujourd'hui, le modèle de Nice est largement accepté par la communauté scientifique. Mais comme toujours, les avis divergent autour de "détails techniques" comme par exemple l'époque exacte à laquelle débuta la migration planétaire que les protagonistes situaient tout d'abord entre 4.59 et 3.80 milliards d'années selon les simulations et qu'on situe à présent (2020) vers 4.48 milliards d'années.

De même, on a longtemps cru que les instabilités avaient perduré des centaines de millions d'années après l'épuisement du disque de gaz. Or de nouvelles études ont montré que les instabilités ont perduré dix fois moins longtemps et avaient probablement déjà disparu avant la formation de la Terre et de la Lune. On y reviendra un peu plus bas.

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. Autrement dit, l'instabilité des planètes géantes est liée au bombardement tardif. Mais, comme expliqué ci-dessus, de nouvelles études ont invalidé l'instabilité tardive.

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 de Nice (après 600 ka) proposé en 2005 et dans le modèle du "Grand Tack" (la grande inflexion, entre 0-600 ka) proposé en 2011. 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 F.DeMeo et B.Carry et A.Morbidelli et al. 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. Cette première étape serait survenue durant les premiers 500000 ans après la naissance du Soleil (survenue il y a 4.6 milliards d'années).

Schéma de la migration planétaire de Type II dans le modèle de Nice expliquant le déplacement des planètes géantes et des KBO. Mais de nouvelles simulations ont contredit la migration des planètes géantes en deux phases. Document Obs. Paris.

Quelque 800000 ans après la naissance du Soleil soit il y a ~3.8 milliards d'années, 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.

Pour expliquer la position actuelle des planètes géantes et des KBO notamment, en 2011 Kevin Walsh du CNRS et du SwRI et ses 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 appellée 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, coauteurs du premier article, 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 de 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 ! Mais de nouvelles simulations ont contredit la migration de Jupiter et des autres planètes géantes en deux phases.

Correction du Grand Tack

La doctorante en astronomie Simona Pirani de l’Université de Lund et ses collègues ont présenté en 2019 les résultats d'une simulation de la migration des planètes. Les chercheurs voulaient en savoir plus sur le parcours de Jupiter depuis 4.5 milliards d'années et vérifier si les astéroïdes Troyens escortant Jupiter pouvaient survivre au modèle de Nice (cf. PDF sur arXiv). Rappelons qu'à cette époque, Jupiter n'était pas plus grand que la Terre actuelle.

Illustration des satellites Troyens de Jupiter. Document NASA/JPL-Caltech.

Les astéroïdes Troyens sont constitués de deux groupes comprenant des milliers de petits corps qui se trouvent à la même distance héliocentrique que Jupiter, mais écartés de 60° de part et d'autre de la planète, sur les points de Lagrange : il y a environ 2/3 de Troyens en plus devant Jupiter (le groupe Achille sur le point L4) que derrière lui (le groupe Patrocle sur le point L5). Selon les chercheurs, c'est cette asymétrie qui est devenue la clé de la compréhension de la migration de Jupiter.

Jusqu'à cette simulation, l'asymétrie a toujours été un mystère dans le système solaire. Mais cette fois, les chercheurs ont identifié la raison de cette asymétrie en recréant le cours des évènements de la formation de Jupiter et la façon dont la planète a progressivement capturé ses astéroïdes Troyens.

Les chercheurs ont découvert que l'asymétrie actuelle n'aurait pu se produire que si Jupiter s'était formé quatre fois plus loin dans le système solaire et qu'il migra ensuite vers sa position actuelle. Selon Pirani, "c'est la première fois que nous avons la preuve que Jupiter s'est formé loin du Soleil, puis a migré vers son orbite actuelle."

Selon Pirani et ses collègues, au cours de sa migration vers le Soleil, Jupiter attira ensuite plus de Troyens devant lui que derrière lui. Selon leurs calculs, la migration de Jupiter commença 2 à 3 millions d’années après le début de la formation de l'embryon jovien alors qu'il était encore un astéroïde glacé éloigné du Soleil. La migration vers l'intérieur du système solaire aurait duré environ 700000 ans. Jupiter suivit une trajectoire en spirale qui devint de plus en plus serrée et devint quasi circulaire. La raison de cette migration est liée aux forces de gravité engendrées par le gaz encore omniprésent dans le disque du système solaire. Les simulations montrent que les astéroïdes Troyens ont été attirés alors que Jupiter était une jeune planète sans atmosphère gazeuse, ce qui signifie que ces astéroïdes sont probablement constitués d'une matière similaire à celle qui forma le noyau de Jupiter.

Il faut distinguer ici le modèle de Nice (l'instabilité des planètes géantes) et le Grand Tack (formation de Jupiter sur la ligne de glace). Le résultat obtenu par les chercheurs est en accord avec le modèle de Nice. Concernant le Grand Tack, la solution proposée n'est qu’une possibilité parmi d’autres pour expliquer le brassage dans la Ceinture des astéroïdes et la petite masse de Mars.

Notons que les chercheurs n'ont pas testé explicitement la compatibilité de leur modèle avec celui de Nice ou le Grand Tack. Lors d'un contact avec l'auteur, Pirani précisa que "le fait que les astéroïdes Troyens sont des objets très sombres, très similaires à ceux que nous trouvons dans le système solaire extérieur et sont différents de ceux peuplant la Ceinture principale ainsi que le fait que Jupiter se soit formé près du Soleil, permettent de déduire qu'il est peu probable que des astéroïdes sombres se soient formés à la distance actuelle de Jupiter. Bien entendu, cela ne signifie pas que le Grand Tack est faux, mais comme tout modèle, les astronomes vont devoir prendre en compte les résultats de cette nouvelle simulation."

Les auteurs de l'étude suggèrent également que Saturne, Uranus et Neptune auraient pu migrer de la même manière.

Rappelons qu'en 2021, la sonde spatiale Lucy de la NASA sera mise en orbite autour de six astéroïdes Troyens de Jupiter afin de les étudier. Selon l'astronome Anders Johansen, coauteur de cette étude, "nous pouvons apprendre beaucoup de choses sur le noyau et la formation de Jupiter en étudiant ces Troyens".

Révision de la ligne du temps

Pour revenir à la question ouverte évoquée plus haut, on constate que certains auteurs datent le début de la migration des planètes géantes dès 4.59 milliards d'années, d'autres seulement vers 4.1 voire même 3.8 milliards d'années. Quelle est la date exacte en supposant qu'on puisse réellement la calculer ou l'estimer ?

Dans une étude publiée dans l'"Astrophysical Journal" en 2019, l'équipe du géologue Stephen Mojzsis de l'Université du Colorado à Boulder présenta les résultats de simulations s'appuyant sur les données des astéroïdes et d'autres sources et montra que les planètes géantes commencèrent leur migration vers leur emplacement actuel il y a environ 4.48 milliards d'années. C'est bien dans la fourchette des récentes simulations mais globalement c'est plus tôt que prévu dans l'histoire du système solaire. Les chercheurs précisent qu'en cours de route, les planètes géantes ont dispersé les débris du disque dans leur sillage, envoyant une partie de ceux-ci vers la Terre et sa jeune lune en formation.

Selon Mojzsis, l'histoire du bombardement du système solaire commença avec les comètes qui bombardèrent les proto-planètes en formation. Puis une seconde vague constituée de planétésimaux issus de la formation des planètes telluriques poursuivit ce bombardement. La dernière vague était constituée d'astéroïdes qui sont toujours autour de nous.

Cette nouvelle datation entre en conflit avec certaines données recueillies au cours du programme Apollo. En effet, les échantillons géologiques récoltés sur la Lune par les astronautes entre 1969 et 1972 se sont avérés assez déroutants : beaucoup de roches semblaient dater de seulement 3.9 milliards d'années, c'est-à-dire des centaines de millions d'années plus jeunes que la Lune elle-même. Pour expliquer cet anachronisme, certains chercheurs ont suggéré que la Lune (et la Terre) ont subi à cette époque une vague d'intenses bombardement par des comètes et des astéroïdes qu'ils ont appelée à juste titre le "bombardement tardif" sur lesquel nous reviendrons.

La jeune Terre en proie aux bombardements météorites et une intense activité volcanique il y a environ 3.8 milliards d'années. Document Mark Garlick.

Mais cette théorie présente un défaut majeur. Lorsque les chercheurs ont analysé les cratères sur la Lune, Mars et Mercure, ils n'ont trouvé aucune preuve d'un telle vague d'impacts. Selon Mojzsis, "Il s'avère que la partie de la Lune sur laquelle nous avons aluni est très inhabituelle. Elle est fortement affectée par un grand impact, le bassin d'Imbrium, qui date d'environ 3.9 milliards d'années et affecte presque tout ce que nous avons échantillonné".

Pour contourner ce biais, les chercheurs ont décidé de s'éloigner du système solaire interne. Ils ont donc compilé de nouvelles datations à partir d'une base de données exhaustive de météorites qui se sont écrasées sur Terre.

Quelles que soient les études, les chercheurs n'ont trouvé aucun astéroïde ni fragment de roche planétaire ayant enregistré un bombardement cataclysmique plus récent qu'il y a 4.5 milliards d'années. Selon Ramon Brasser, coauteur de cet article, "Les datations de 3.9 milliards d'années qui dominaient les échantillons lunaires n'étaient nulle part visibles dans les météorites". En effet, les météorites découvertes sur Terre comme les chondrites se sont formées entre 4.60 et 4.55 milliards d'années (et 10% des grains de poussière récoltés dans la météorite de Murchison ont plus de 5.5 milliards d'années).

Les chercheurs en déduisent que le système solaire dut subir un bombardement majeur juste avant cette coupure il y a 3.9 milliards d'années. Mojzsis rappelle que des impacts très importants peuvent faire fondre des roches et réinitialiser de manière variable leur âge radioactif, un peu comme quand on secoue une ardoise magique (cf. etch-a-sketch).

Ces résultats pourraient fournir aux scientifiques des indices précieux sur le moment où la vie émergea sur Terre. Selon Mojzsis, "Nous savons que la migration des planètes géantes doit avoir eu lieu pour expliquer la structure orbitale actuelle du système solaire externe. Mais jusqu'à cette étude, personne ne savait quand cela s'était produit".

D'après ces résultats, les auteurs estiment que le Terre était peut-être suffisamment calme pour abriter des organismes vivants il y a 4.4 milliards d'années. Selon Mojzsis, "La seule façon de stériliser complètement la Terre est de faire fondre la croûte en une seule fois. Nous avons montré que cela ne s'était pas produit depuis le début de la migration des planètes géantes".

C'est très tôt dans l'Histoire de la vie. Rappelons que les plus anciens  fossiles connus remontent à 3.5 milliards d'années, les traces plus anciennes - généralement des traces de métabolisme - n'étant pas convaincantes ou l'échantillon s'est décomposé. Vu l'évolution de la Terre, il sera difficile de découvrir des fossiles plus anciens.

Comment savoir si une planète migre ou pas ?

Comme son nom l'indique la théorie de la migration planétaire est une hypothèse et actuellement aucune observation n'a permis de la valider. Mais en pratique, les astronomes pourraient-ils observer une migration planétaire ? Selon une étude publiée par Farzana Meru de l'Université de Warwick et ses collègues dans les "MNRAS" en 2018 (en PDF sur arXiv), il serait possible de savoir si une planète migre ou pas (généralement vers l'intérieur du disque) en analysant la taille de grains de poussière dans les anneaux protoplanétaires. Si ce phénomène est validé, il pourrait expliquer la diversité des motifs étranges et les perturbations que les astronomes commencent à identifier au sein de ces disques.

Selon Meru, la technologie dont nous disposons grâce à ALMA est capable d’examiner en détail les disques protoplanétaires de poussière et d'y déceler toute anomalie comme des agglomérats, des espaces vides, des bras en spirale et autres festons. ALMA peut également utiliser différentes fréquences millimétriques pour rechercher dans le disque des concentrations de particules de différentes tailles, afin d'explorer la composition des anneaux individuels de poussière (cf. ce schéma).

Simulations de la formation d'anneaux de poussière autour d'une planète de 30 masses terrestres située à 0.75 Rp à l'intérieur d'un disque protoplanétaire. Les nombres de Stokes (la viscosité cinétique) sont respectivement de St=0.02 (gauche) et St=0.2 (droite). Document F.Meru et al. (2018).

Les chercheurs sont convaincus qu'il existe un moyen d'utiliser cette nouvelle technologie pour identifier la signature d'une migration planétaire dans ces anneaux de poussière. Si par exemple ALMA constate que l’anneau de poussière intérieur (c’est-à-dire entre l’orbite de la planète et l’étoile) est généralement composé de particules de petite taille et que l’anneau de poussière extérieur (situé immédiatement à l’extérieur de l’orbite de la planète) est généralement composé de particules plus grosses (et plus rapides), cela montrera clairement que la planète migre dans le disque protoplanétaire du système. Comme on le voit sur la simulation ci-dessus, la taille des particules serait différente pour chaque disque, mais dans le cas où la planète est située à 30 UA et représente 30 fois la masse de la Terre, les particules les plus petites de l'anneau interne auraient typiquement une taille inférieure à un millimètre tandis que celles de l’anneau extérieur mesureraient un peu plus d’un millimètre. Dans ce cas, il est clair que la planète serait en train de migrer vers l'intérieur du disque protoplanétaire.

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 soit il y a 4.599 950 000 milliards d'années, 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.

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

Vers 300000 ans après la naissance du Soleil soit il y a 4.599 300 000 milliards d'années, les deux protoplanètes géantes 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 provoqua autant de bouleversements orbitaux qu'une balle massive traversant un champ de billes en trois dimensions et les éparpillant dans tous les sens.

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 natures différentes.

Avec ses 2x1021 kg, soit 1/2950e 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).

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.

Enfin, 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. En effet, la formation de la Ceinture de Kuiper dépend de la migration de Neptune qui s'est produite après la période d'instabilité de la planète géante (voir ci-dessous).

Pour la majorité des astronomes, le modèle de Nice complété par celui du Grand Tack corrigé 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.

Fin des instabilités

Jusqu'à présent, les simulations et la datation des roches lunaires indiquaient que la période d'instabilité marquée par une forte turbulence à l'origine de la migration planétaire (et peut-être du bombardement tardif) dura environ 700 millions d'années après la formation du système solaire. Toutefois, les dernières études suggèrent que les instabilités se terminèrent bien plus tôt, au cours des premiers 100 millions d'années et très probablement entre 10 et 60 millions d'années après la dissipation du disque de gaz. Voyons cette théorie en détails.

Selon une étude publiée dans la revue "Icarus" en 2020, le physicien Rafael de Sousa Ribeiro de l'Université d'état de Sao Paulo (UNESP) et ses collègues ont modélisé l'évolution dynamique du jeune système solaire externe pour contraindre de manière cohérente avec la réalité le moment le plus probable de la fin de l'instabilité. En effet, nous avons expliqué que cette instabilité fut nécessaire pour obtenir la configuration actuelle du système solaire. Mais sa durée resta une question ouverte.

Pour répondre à cette question, les chercheurs ont d'abord simulé la structure dynamique du disque de gaz et de poussière (ou disque planétésimal) extérieur au cours de l'accrétion d'Uranus et de Neptune à partir d'embryons protoplanétaires en migration. Ensuite, ils ont déterminé la séparation entre Neptune et le bord intérieur du disque de gaz. Puis, ils ont réalisé des simulations en tenant compte de différentes histoires de migration de Jupiter, à la fois vers l'intérieur et vers l'extérieur du disque.

Si le bombardement tardif s'est produit sur la Lune, il s'est probablement également produit sur la Terre et sur les autres planètes telluriques. Du fait qu'une grande quantité de matière formée d'astéroïdes et de comètes fut projetée dans toutes les directions du système solaire pendant la période d'instabilité planétaire, comme nous l'avons expliqué, à partir des roches lunaires les chercheurs en avaient déduit que cette période chaotique s'était produite tardivement. Mais Ribeiro rappelle que ces dernières années, " l'idée du bombardement tardif de la Lune est tombé en disgrâce". Pourquoi ?

Le disque de gaz pendant la phase d'accrétion des planètes géantes. Document ESA adapté par l'auteur.

Selon Ribeiro, si ce bombardement tardif s'était produit, il aurait détruit la Terre et les autres planètes rocheuses ou du moins provoqué des perturbations qui les auraient placées sur des orbites totalement différentes de celles que nous observons aujourd'hui.

De plus, comme nous l'avons expliqué, la datation des roches lunaires montra qu'elles sont le résultat d'un seul impact. Si elles résultaient du bombardement tardif et de l'instabilité de Jupiter, il existerait des preuves de ce cataclysme ailleurs dans le système solaire étant donné la dispersion des planétésimaux par les planètes géantes. On en déduit que l'instabilité s'est produite soit avant soit après la formation de la Lune, la première hypothèse étant la plus probable.

Selon Ribeiro, "Le point de départ de notre étude était l'idée que l'instabilité devrait être datée dynamiquement. L'instabilité ne peut avoir lieu plus tard qu'à la condition qu'il y ait une distance relativement grande entre le bord intérieur du disque des planétésimaux et l'orbite de Neptune lorsque le gaz a été consommé. Cette distance relativement grande s'est avérée insoutenable dans notre simulation".

L'argument des chercheurs est basé sur une hypothèse simple : plus la distance entre Neptune et le disque de gaz est courte, plus l'influence gravitationnelle est grande, et donc plus la période d'instabilité est précoce. Inversement, une instabilité tardive nécessite une plus grande distance.

Des études antérieures avaient souligné l'importance de la distance entre l'orbite de Neptune et la limite intérieure du disque de gaz, mais les chercheurs avaient utilisé un modèle dans lequel les quatre planètes géantes étaient déjà formées.

Dans un autre article publié dans la revue "Icarus" en 2017, André Izidoro de l'UNESP et du CNRS et son collègue Sean Raymond précité du CNRS considéraient que Jupiter et Saturne étaient toujours en formation à grande distance du Soleil (au-delà de 10-15 UA contre 5.2 UA aujourd'hui pour Jupiter), leur croissance contribuant au déplacement de la Ceinture des astéroïdes. L'article des deux auteurs s'arrête là où commence celui de Ribeiro et ses collègues. La nouveauté apportée par Ribeiro et ses collègues est que le modèle commence avec des planètes en cours d'accrétion.

Imaginons le scénario suivant. A cette époque primordiale qui, selon les auteurs "peut avoir eu lieu avant la formation de la Terre et de la Lune", Uranus et Neptune étaient encore au stade de protoplanètes mais pesaient déjà 5 à 10 M (contre aujourd'hui 14.5 M pour Uranus et 17.1 M pour Neptune). Leur taille augmenta grâce à deux ou trois collisions impliquant de grands planétésimaux dont la masse atteignit jusqu'à 5 M. Ces planétésimaux massifs se comptaient encore par centaines à cette époque.

En raison de la présence de gaz et des phénomènes de résonances orbitales, ces protoplanètes gazeuses furent contraintes de se synchroniser avec Jupiter et Saturne, mais étant nombreuses leur orbite respective fluctua et elles finirent par entrer en collision. Les collisions réduisant leur nombre, cela rétablit l'équilbre de la mécanique orbitale et de nouvelles résonances se mirent en place. Finalement, au-delà de 18 UA du Soleil il ne resta qu'Uranus et Neptune.

La formation des deux géantes glacées épuisa le gaz du disque planétésimal, une partie de la matière s'étant accrétée sur Uranus et Neptune et une partie ayant été repoussée à la périphérie du système solaire. La croissance d'Uranus et de Neptune a donc défini la position de la limite intérieure du disque planétésimal. Ce qui restait du disque est devenu la Ceinture de Kuiper, une relique du disque primordial qui était autrefois beaucoup plus massif.

Ce modèle est compatible avec les orbites actuelles des planètes géantes et avec la structure de la Ceinture de Kuiper. Il est également cohérent avec l'emplacement des astéroïdes Troyens qui partagent l'orbite de Jupiter et qui furent probablement capturés lors de la perturbation de la synchronicité.

L'interaction gravitationnelle entre les planètes géantes et le disque planétésimal produisit des perturbations dans le disque de gaz qui se sont propagées sous forme d'ondes qui ont engendré des systèmes planétaires compacts et synchrones.

Finalement, lorsque le gaz fut épuisé, l'interaction entre les planètes et le disque planétésimal perturba la synchronicité et provoqua la phase chaotique de migration planétaire. Selon Ribeiro, "En tenant compte de tous ces évènements, nous avons découvert que les conditions n'existaient tout simplement pas pour que la distance entre l'orbite de Neptune et la limite intérieure du disque planétésimal devienne suffisamment grande pour soutenir l'hypothèse de l'instabilité tardive. Il s'agit de la principale contribution de notre étude".

Enfin, concernant Jupiter, selon les simulations des chercheurs, le temps d'instabilité moyen est de 4 millions d'années. Mais dans les systèmes auto-stables où les planètes sont enfermées dans une chaîne de résonances qui reste stable en l'absence de disque planétésimal, l'existence des disques planétésimaux déclenchent néanmoins une instabilité planétaire géante avec un temps d'instabilité moyen variant entre 37 et 62 millions d'années selon les histoires de migration de Jupiter.

Les dernières instabilités sont liées à la migration de Jupiter vers l'intérieur du système solaire à partir de 15 UA ou au-delà. Toutefois, ces simulations imposent des inclinaisons orbitales des KBO incompatibles avec le système solaire actuel.

À propos de la fin de l'instabilité, au cours d'une communication privée avec l'auteur, Ribeiro précisa qu'il existe une autre possibilité : on peut "placer l'instabilité dans le système solaire après la phase de condensation des premiers solides dans le disque primordial : les CAI [les inclusions riches en Ca-Al]. Le disque gazeux s'est dissipé de 3 à 5 millions d'années après les CAI".

Compte tenu de toutes ces données, les auteurs concluent que "Sur des bases dynamiques l'instabilité de la planète géante s'est probablement produite au début de l'histoire du système solaire".

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.

Dernier chapitre

Formation des planètes telluriques

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