suivi de

1. Petite histoire de la formation du système solaire Adapté du cours NTEASTRO (Observatoire de Lyon) et de http://www.dstu.univ-montp2.fr/ENSEIGNEMENTS/DOCPED/Doc/DocCycle1/DLB/STU1/SystSol/index.html Observatoire de Lyon – Université Lyon 1 suivi de Un peu de Soleil

2. Les lois de la mécanique permettent de décrire rigoureusement le mouvement des planètes dans le système solaire. Elles ne donnent aucune explication pour toute une série de faits observationnels. Elles prédisent des orbites elliptiques pour les planètes, elles n'expliquent pas pourquoi les orbites des planètes sont approximativement dans un même plan. Ces observables que nous allons énumérer sont donc des conséquences du mécanisme de formation du système solaire. Toute théorie de formation devra permettre l'explication de ces observables. Formation système solaire - (2007/03/16)

3. 1. Les observables • Les planètes orbitent approximativement dans un même plan, • le Soleil tourne sur lui-même, et l'équateur solaire est voisin de ce plan, • les orbites des planètes sont presque circulaires, • les planètes parcourent leurs orbites dans le même sens (sens de rotation du Soleil, qualifié de direct), • les planètes diffèrent en composition, • les planètes riches en métal étant vers le centre • les planètes gazeuses vers l'extérieur, • les planètes tournent sur elles-mêmes dans le sens direct (à part Vénus et Uranus), • les planètes géantes ont des sous-sytèmes de satellites dans le même plan principal, • 90% du moment cinétique du sytème solaire est dans le mouvement des planètes. Formation système solaire - (2007/03/16)

4. On peut éventuellement ajouter à ces observables la loi de Titius-Bode qui donne la distance des planètes selon la loi : D = 0.4+0.3 x 2n-1, n étant un nombre entier et D la distance planète-Soleil en unités astronomiques. Cette loi est vue par la plupart des astronomes comme une simple coïncidence. Elle ne marche d'ailleurs pas pour Neptune, mais a "prédit" l'existence de la ceinture d'Astéroïdes (n=4). Quoiqu'il en soit, aucun modèle satisfaisant ne permet d'expliquer cette loi, et il faudra attendre l'observation d'autres systèmes stellaires pour savoir si elle a une quelconque portée universelle. Formation système solaire - (2007/03/16)

5. J.D.Titus et J.E.Bode (fin du XVIIIe siècle). http://en.wikipedia.org/wiki/Titius-Bode_law http://fr.wikipedia.org/wiki/Loi_de_Titius-Bode Formation système solaire - (2007/03/16)

6. 2. les modèles de formation Il existe deux classes de modèles pour expliquer la formation du système solaire : • les théories catastrophiques invoquant un événement accidentel comme la collision du Soleil et d'une autre étoile, • les théories non catastrophiques décrivant la formation du système solaire comme une conséquence naturelle de la formation du Soleil. • Différence de prédiction très notable de ces deux théories : • par lafréquence de formation d'un système stellaire. Formation système solaire - (2007/03/16)

7. Premier scénario (catastrophique) la probabilité de rencontre de deux étoiles dans la Galaxie étant d'une sur plusieurs millions, le système solaire serait quasiment unique et on n'en observera probablement jamais d'autre. Second scénario (non catastrophique) prédit l'existence de systèmes planétaires autour d'un très grand nombre d'étoiles. On sait depuis quelques années que des planètes géantes existent autour d'autres étoiles, ce qui plaide en faveur du scénario "naturel". Les astronomes considéraient ce type de théories préférables bien avant la découverte de planètes extra-solaires. Il faut toutefois être bien conscient du fait que les détails de ce scénario sont encore aujourd'hui largement discutés dans la communauté scientifique. Formation système solaire - (2007/03/16)

8. 3. La nébuleuse proto-planétaire • Observation : les étoiles se forment au sein de vastes nuages moléculaires dimension : quelques dizaines d'années-lumière • masse de plusieurs dizaines de milliers de masses solaires. • ► Ces nuages peuvent, sous l'impact d'une force extérieure, être comprimés • explosion de supernova • rencontre avec d’autres nuages • ► Cette compression entraîne un effondrement gravitationnel. • ► et fragmentation en un ensemble de nébuleuses proto-stellaires • ► nébuleuse continue de s'effondrer gravitationnellement. • ► C'est dans l'évolution d'une telle nébuleuse que se forme le système planétaire. Formation système solaire - (2007/03/16)

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11. 3.a. Composition de la nébuleuse proto-solaire • Matériau qui forme le nuage moléculaire : • composé essentiellement d'hydrogène et d'hélium, les éléments les plus abondants de l'Univers, • éléments lourds sous forme de grains solides de 100 à 1000 nm (la dimension de particules dans la fumée de cigarette) riches en fer, silicates et composés carbonés. Formation système solaire - (2007/03/16)

12. 3.b. Formation du disque proto-planétaire Si la nébuleuse n'avait aucun mouvement de rotation, l'effondrement se ferait de façon isotrope et serait à symétrie sphérique. Le moindre mouvement de rotation s'amplifie avec la contraction gravitationnelle Conservation du moment cinétique : où r est le rayon et w la vitesse angulaire. Or r diminue au cours de l'effondrement, donc w augmente. Formation système solaire - (2007/03/16)

13. Dans ce plan la matière forme un disque et est pratiquement en orbite képlerienne autour de laproto-étoile. Du fait de la viscosité, la matière est ralentie et tombe en spiralant (très lentement) vers le centre : c'est l'accrétion. 3.b. Formation du disque proto-planétaire L'essentiel de la matière s'effondre toutefois au centre du disque pour former la proto-étoile. Le reste de la matière ne pouvant reste en orbite autour de la proto-étoile. Formation système solaire - (2007/03/16)

14. Le noyau de cette nébuleuse se contracte et devient de plus en plus chaud, le reste de la matière s'organisant en un disque plat autour de ce noyau. Formation système solaire - (2007/03/16)

15. 3.c. Evolution du disque protoplanétaire L'effondrement du nuage initial se fait rapidement (100 000 ans) Au cours de l'effondrement, la température du gaz augmente (à cause de la compression) et les grains se vaporisent. Une fois le disque formé, le gaz tend à se refroidir en rayonnant par rayonnement, car il devient transparent. Après 100 000 ans, le proto-soleil rayonne une très forte énergie, sa luminosité étant 500 fois sa luminosité actuelle. Formation système solaire - (2007/03/16)

16. Dans le noyau la température augmente par contraction jusqu'à 10 millions de Kelvins, température suffisante pour déclencher la réaction de fusion nucléaire H-He. Le soleil est né. Formation système solaire - (2007/03/16)

17. 3.c. Evolution du disque protoplanétaire (suite) Ségrégation des éléments : Selon leur distance à l'étoile centrale, les éléments se condensent à nouveau sous forme de grains (métaux et roches) ou de glace (eau, méthane, ...). Les métaux se condensent presque aussitôt que le disque d'accrétion est formé 4.55-4.56 milliards d'années (mesures d'isotopes sur les météorites). Les roches se condensent un peu plus tard (entre -4,5 et -4 milliards d'années). La limite de condensation des glaces est atteinte au-delà de l'orbite actuelle de Mars. En dessous de cette limite, les molécules telles que l'eau ou le méthane restent l'état gazeux. Formation système solaire - (2007/03/16)

18. 3.c. Evolution du disque protoplanétaire Ségrégation des éléments (suite) : La matière du disque va interagir avec le vent solaire beaucoup plus intense qu’au début de la formation du système : - interaction plus forte avec le gaz qu'avec les grains plus denses. - phases gazeuses sont en grande partie expulsées du système solaire intérieur. Dans le système solaire intérieur : grains constitués de roches et de silicates Dans le système solaire extérieur : glaces principal constituant Ces grains forment les "briques" des futures planètes. Différence de composition influera sur la structure des planètes en fonction de leur distance au Soleil. Formation système solaire - (2007/03/16)

19. Formation des planétésimales : • Dans le disque protoplanétaire, les mouvements sont circulaires et les particules (grains + gaz) sont sur des orbites régulières. • Pas encore de forte concentration de masse dans le disque pouvant perturber leur mouvement. • Rencontres entre grains à faible vitesse, et collage entre eux • (forces électrostatiques, moléculaires). • Des agrégats de plus en plus gros se forment par ce processus : • les planétésimales. • Dans le système solaire extérieur • 3 à 4 fois plus de glace augmente • création des planétésimales les plus massives. Formation système solaire - (2007/03/16)

20. Apparition des perturbations gravitationnelles formation des protoplanètes : • Pour les planétésimales suffisamment massives • la force gravitationnelle sur leur environnement non négligeable • leur accroissement s'accélère. • deviennent des centres perturbateurs • les objets entrant dans leur champ d'attraction entrent en collision • ou prennent des orbites non circulaires. • les orbites irrégulières se multiplient • les chocs deviennent plus fréquents et plus violents. Formation système solaire - (2007/03/16)

21. Balayage du gaz par le vent solaire : On sait que les étoiles jeunes génèrent un vent stellaire très violent. Lorsque le Soleil est arrivé à cet état (quelques millions d'années après le début de l'effondrement), le gaz a été chassé du système solaire. Il faut donc que les protoplanètes géantes aient été formées à cette époque pour pouvoir retenir la très grande quantité de gaz hydrogène qui les compose aujourd'hui. Formation système solaire - (2007/03/16)

22. Ségrégation des éléments dans les protoplanètes : Les protoplanètes sont chauffées par les chocs et la radioactivité de leurs constituants. Elles sont formées d'un mélange visqueux de leurs constituants. Dans ce milieux visqueux, les éléments les plus denses tombent au centre créant un noyau ferreux. Les roches constituent un manteau pour les planètes internes auquel se superpose un manteau de glace pour les planètes externes. Formation système solaire - (2007/03/16)

23. Résumé en images Formation système solaire - (2007/03/16)

24. Formation d’un amas Un amas ouvert jeune « Les Pléiades ». Il reste une partie du gaz primitif autour de chaque étoile. Combien de planètes ? Formation système solaire - (2007/03/16)

25. 3.d. Les succès du modèle Les principaux succès du modèle. • Les planètes sont dans un même plan : c'est une conséquence de la formation sous forme de disque • Les satellites des planètes joviennes sont dans ce même plan : la matière accrétée par les proto-planètes joviennes est naturellement dans le même plan. • La densité des planètes s'explique par la plus grande quantité d'éléments légers dans le système externe • Le sens de rotation de toutes les planètes autour du Soleil est le même que celui du Soleil sur lui-même: sens de rotation du disque protostellaire • Les nombreux cratères d'impacts observés sur le objets dont la surface n'a pas été érodée proviennent de l'époque de très fort bombardement météoritique prédit par le modèle. Formation système solaire - (2007/03/16)

26. Des cratères, des cratères… Formation système solaire - (2007/03/16)

27. 3.e. Ajustements du modèle Bien que le modèle de la nébuleuse protostellaire décrive bien l'évolution du système solaire dans ses grandes lignes, plusieurs différences aux prédictions nécessitent des ajustements du modèle. Formation système solaire - (2007/03/16)

28. La composition ``atypique'' de la Lune. La Lune n'a pas ou pratiquement pas de noyau métallique. Cette différence de composition par rapport à la Terre ne peut s'expliquer dans le scénario de formation du système solaire . Comment deux corps voisins, donc formés partir du même matériau originel peuvent avoir des compositions si différentes? L'hypothèse admise actuellement est celle d'un événement catastrophique : l'impact de deux protoplanètes aurait arraché une grande part de leurs manteaux, alors que les deux noyaux métalliques auraient fusionné. Cette hypothèse est aujourd'hui confortée par des modèles numériques. Simulation numérique  Formation système solaire - (2007/03/16)

29. Simulation numérique d'un impact géant entre deux protoplanètes. Chaque image montre une étape de la simulation. Les échelles varient d'une image à l'autre de manière à ce que toutes les particules de la simulation restent visibles. (Reproduit avec l'autorisation de Robin Canup). Formation système solaire - (2007/03/16)

30. 0 20 40 60 80 min • Début de la simulation: impact • 20 minutes après l'impact. Le noyau métallique de la plus petite planète est très déformé • 40 minutes après l'impact. Le noyau métallique de la plus petite planète se reforme • 60 minutes après l'impact • 80 minutes après l'impact. Les deux planètes sont quasiment revenue à leur état initial Formation système solaire - (2007/03/16)

31. 100 120 140 160 180 min • 100 minutes après l'impact. Une grande partie de l'énergie cinétique du système a été absorbée lors de l'impact: les planètes retombent l'une sur l'autre • 120 minutes après l'impact. Deuxième impact • 140 minutes après l'impact. Comme lors du premier impact, le noyau de la plus petite planète se déforme fortement • 160 minutes après l'impact • 180 minutes après l'impact. Cette fois, le noyau de la plus petite planète est absorbé par la plus grosse Formation système solaire - (2007/03/16)

32. 220 220 240 260 340 min • 200 minutes après l'impact • 220 minutes après l'impact. Les deux noyaux ont fusionné. Il reste la proto-Terre avec un bras de matière provenant essentiellement du manteau de la plus petite planète • 240 minutes après l'impact. • 260 minutes après l'impact. • 340 minutes après l'impact. Un disque de matière essentiellement composé de silicates gravite autour de la proto-Terre. C'est à partir de ce disque que se formera la Lune. Formation système solaire - (2007/03/16)

33. A propos de la face cachée : http://forums.futura-sciences.com/thread71581.html Formation système solaire - (2007/03/16)

34. L'atmosphère des planètes telluriques : Le modèle explique la faible abondance des éléments légers au centre du système solaire par l'expulsion du gaz lors du maximum de vent solaire. Toutefois, toutes les planètes telluriques suffisamment massives ont une atmosphère gazeuse. Ces atmosphères n'ont pu se former qu'après la période de fort vent. Deux hypothèses concurrentes. 1 - lors de la ségrégation des éléments dans les protoplanètes, une fraction de glaces (HO,CO…) aurait pu rester piégée dans les régions internes. Ce matériau aurait été ensuite expulsées à la surface sous forme gazeuse par le volcanisme et par le dégazage des roches portées à haute température, formant l'atmosphère primitive de la Terre. 2 - apport des éléments des l'atmosphères par un bombardement de comètes (riches en glaces). Formation système solaire - (2007/03/16)

35. Le faible moment cinétique du Soleil : L'essentiel du moment cinétique du système solaire est dans le mouvement des planètes. Le modèle tel qu'on l'a décrit ne prédit pas cette observation. En effet, on s'attendrait avoir une répartition équivalente du moment cinétique entre le mouvement orbital des plan tes et le mouvement de rotation du Soleil sur lui même, reflétant la rotation du disque protostellaire. Dans ce cas, le Soleil devrait tourner cinquante fois plus vite qu'il ne le fait. Il faut donc trouver un mécanisme qui aurait pu permettre de transférer le moment cinétique du Soleil dans le disque protostellaire au moment de la formation. On suppose aujourd'hui que le freinage de la rotation du Soleil s'est effectué par l'interaction du champ magnétiques du proto-Soleil avec le gaz ionisé du disque. Formation système solaire - (2007/03/16)

36. Un peu de Soleil Petit Papa Soleil Quand tu rayonnes dans le ciel Avec des photons par milliers N’oublie pas …

37. Formation des étoiles Phase pré-séquence principale d'une étoile : effondrement du nuage jusqu’à l'allumage des réactions thermonucléaires, début de la phase séquence principale. Dans les galaxies, le milieu interstellaire contient de la matière sous différentes formes (atomes, molécules, poussières) et conditions physiques (température et densité). Les régions les plus denses constituent de grands nuages de gaz moléculaire (essentiellement H2) qui peuvent atteindre quelques milliers ou dizaines de milliers de masses solaires.

38. Formation des étoiles • Ces nuages de gaz sont en équilibre ; • la pression gazeuse compensent la force de gravité (qui tend à faire s'effondrer le nuage sur lui-même). • A partir de 104 - 105  particules/cm3 cet équilibre est fragile (instable) • Il peut être rompu • par un choc compressif lors du passage des bras dans une galaxie spirale comme la notre • par l'explosion d'une supernova proche. • La gravité l'emporte, le nuage s'effondre sur lui-même quasiment en chute libre. • Dans son effondrement, le nuage se fractionne pour donner naissance à quelques centaines ou quelques milliers d'étoiles qui forment ce qu'on appelle unamas ouvert.

39. Formation d’un amas Un amas ouvert jeune « Les Pléiades ». Il reste une partie du gaz primitif autour de chaque étoile. Combien de planètes ? Formation système solaire - (2007/03/16)

40. Formation des étoiles • Lors de la contraction gravitationnelle des fragments • la densité et la température du gaz augmentent suffisamment dans le coeur du nuage • la pression qui en résulte stoppe l'effondrement. • Le coeur est tellement gros et chaud est plus brillant que la future étoile . On parle de proto-étoile. • L'énergie rayonnée par la proto-étoile est d'origine purement gravitationnelle • la contraction gravitationnelle du cœur • l'accrétion de la matière des zones les plus externes s'effondrant vers la proto-étoile.

41. Formation des étoiles Finalement le coeur devient suffisamment chaud et dense. Pour une proto-étoile de masse supérieure à environ 0,08 masse solaire, les réactions thermonucléaires de fusion de l'hydrogène. Cette source d'énergie va seule rester et expliquer seule la luminosité de l'étoile. La matière accrétable se raréfie et donc la source d'énergie gravitationnelle se tarit. C'est la phase séquence principale. Les proto-étoiles moins massives n'amorcent pas de réactions thermonucléaires et deviennent ce qu'on appelle des naines brunes.

42. Formation des étoiles Il y a proportionnellement très peu d'étoiles jeunes ce qui implique que cette phase pré-séquence principale est très courte devant leur durée de vie. Pour une étoile comme le Soleil, la période pré-séquence principale dure une dizaine de millions d'années, près de mille fois moins que la durée de vie totale.

43. Naissance d'une étoile comme le Soleil: (1) début de l'effondrement du nuage progéniteur (2) 100 ans plus tard luminosité maximale (500 fois plus que maintenant SP) la source d'énergie est uniquement gravitationnelle (3) 105 ans (4) 1 million d'années (5) 10 millions d'années : amorce des réactions thermonucléaires et arrivée sur la séquence principale.

44. Le Soleil est constitué principalement d´hydrogène. Son centre est le siège de réactions nucléaires intenses. Il éjecte à sa surface des nuages de particules.   Certaines sont piégées par le champ magnétique ce qui crée les protubérances. Formation système solaire - (2007/03/16)

45. Les réactions nucléaires ont lieu au centre du Soleil émettant des radiations sous forme de chaleur et de photons. Les photons mettent un million d'années pour arriver en surface et s'échapper. La surface visible (ou photosphère) est recouverte d'une atmosphère appelée chromosphère. Les particules énergétiques qui s'échappent, forment la couronne solaire qui s'étend jusqu'à plusieurs millions de kilomètres. 

46. La couronne s´étend comme un halo ténu entourant le Soleil : • visible lors des éclipses ou grâce aux instruments spatiaux. • température y atteint plusieurs millions de degrés. • n´a pas de limite précise et se mélange au milieu interplanétaire • un flux de matière s´en échappe en permanence, balayant tout le système solaire. 

47. Caractéristiques Composition • Masse 1,989 1030 kg • Masse 332 946 (Terre=1) • Rayon équatorial 696 000 km • Rayon équatorial 109,12 (Terre=1) • Densité moyenne 1,410 g/cm3 • Période de rotation (en jours) • au pôle en surface : 36 à l'équateur en surface : 25 à l'intérieur partout : 27  • Vitesse de libération 618 km/sec • Luminosité 3,827 1033 ergs/sec • Magnitude (V) -26,8 • Température à la surface 5800 K • Age 4,5 milliards d'années Hydrogène 92,1% Hélium 7,8% Oxygène 0,061% Carbone 0,030% Azote 0,0084% Néon 0,0076% Fer 0,0037% Silicium 0,0031% Magnésium 0,0024% Soufre 0,0015% Tous les autres composants

48. Rayons X Ultraviolet (304 nm) Ultraviolet (171 nm) H alpha Images du Soleil à différentes longueurs d´ondeCrédits : Yohkoh, EIT/Soho/ESA/NASA, Observatoire de Paris • L´aspect du Soleil varie selon la longueur d´onde dans laquelle on l´observe. • Rayons X : les régions les plus brillantes sont de puissantes sources d´émission de rayons X (21 février 1994). • Ultraviolet : une image à 304  nm montrant l´éjection de matériaux beaucoup plus froids que la couronne environnante (14 septembre 1997) • Ultraviolet : une image à 171  nm montrant les zones à température très élevée, dont la couronne (11 septembre 1997). Raie Halpha à 656 nm : spectrohéliogramme la montrant la chromosphère (1 janvier 1999).

49. Le Soleil parmi les autres étoiles Evolution du Soleil