La formation du système solaire

Passons donc à l’histoire de la formation de notre système.
La description qui suit est un modèle globalement admis, même si ses détails font encore l’objet de maintes discussions.
Au départ, il y a environ 10 milliards d’années, ce qui deviendra un jour le système solaire n’est qu’une fraction minuscule d’un gigantesque nuage d’hydrogène et d’hélium qui poursuit son ballet autour du centre galactique.
Au fur et à mesure que le temps passe, ce nuage se contracte doucement et s’enrichit en éléments plus lourds lors de l’explosion d’étoiles massives aux alentours, ce qui explique que l’abondance actuelle d’éléments lourds est de l’ordre de 2 pour cent.
Finalement, il y a 4,6 milliards d’années, sous l’effet de sa propre gravité, ce nuage s’effondre sur lui-même et se fragmente en une série de nuages de dimension plus réduite dont l’un deviendra le système solaire.

La formation des planètes

Dans le disque protoplanétaire, les atomes s’agglomèrent au fur et à mesure de leurs rencontres pour devenir des poussières.
Celles-ci se regroupent elle-mêmes pour former des petits corps appelés planétésimaux. Cette étape dure quelques millions d’années.
Du fait de la turbulence dans le disque, des fluctuations de densité apparaissent et évoluent pour aboutir à des corps de grande dimension, dans un processus appelé l’accrétion.
Ces corps continuent à capturer les planétésimaux qu’ils trouvent sur leur chemin et atteignent finalement le stade de planète.
La principale phase d’accrétion se termine il y environ 4,4 milliards d’années, même si d’intenses bombardements se poursuivent encore pendant un milliard d’années.
L’aspect final des planètes dépend de la distance au Soleil.
Près de celui-ci, les éléments légers reçoivent beaucoup d’énergie et sont trop chauds pour se condenser.
Le matériau qui constitue ces planètes est donc riche en éléments lourds, tels le fer ou le silicium, ce qui explique leur forte densité.
Loin du Soleil, l’accrétion de planétésimaux est à l’origine d’un noyau dense qui constitue le point de départ pour une croissance ultérieure.
Autour de ce noyau s’accumule une enveloppe de gaz et l’on aboutit à une planète très volumineuse et massive, mais essentiellement constituée d’hydrogène et donc peu dense.