D'ou provient le gaz et la poussiéres de la nébuleuse solaire ?

potatoes16 · 29/07/2012 - 09h05

Bonjour ,

D'ou provient le gaz et la poussière de la nébuleuse solaire et pourquoi ce nuage c'est effondré sur lui même créant ainsi notre étoile ?

merci.

**Gilgamesh** · 29/07/2012 - 10h14

Je te repost ce qu j'avais rédigé pour wikipedia (ça inclue la formation des planètes).

Note que c'est tout à fait raccord avec la discussion précédente sur l'effondrement gravitationnel

Une galaxie est un corps autogravitant aplati formé de gaz plus ou moins ionisés (plus ou moins chauds autrement dit) qui se stratifient selon l'épaisseur par gravité. Le plan médian, appelé plancher galactique, le plus dense, correspond pourrait-on dire à la troposphère terrestre et c'est en son sein que se déroule la formation d'étoiles, assimilables à des précipités de gaz, suivit d'une restitution partielle sous le mode nébuleuse planétaire ou supernova, selon la masse de l'étoile. Le gaz restitué est enrichi en éléments lourds (C, N, O, Si, Al, Mg, Fe, etc.) qui se condensent en poussières, dont le rôle ultérieur est essentiel pour le phénomène qui nous occupe.

Les étoiles naissent en groupe au sein de vastes complexes moléculaires qui parsèment le plancher galactique. Ces complexes (ou nuages) moléculaires sont ainsi nommés en référence au fait que l'hydrogène s'y présente sous forme de molécule de dihydrogène H-H. Ces « régions H2 » (à ne pas confondre avec les région HII formée d'hydrogène ionisé moins dense mais fortement émissif sous l'effet d'un rayonnement proche) sont particulièrement denses (plus de 10 000 atomes/cm3 contre 10 ou moins aux alentours, constituant les régions HII) et froides (typiquement 10 à 100 K contre typiquement 10 000 K alentours). La formation de ces régions nous introduit au phénomène central de la formation stellaire (qui se reproduira un peu différemment pour les planètes gazeuses, au moment d'accréter : l'effondrement gravitationnel).

Il y a effondrement lorsque la force de gravité créée par le nuage excède la pression thermique résultant du couple température-densité. L'effondrement est typiquement un phénomène auto-entretenu : au fur et à mesure que les molécules du nuage se dirigent vers le centre, sa densité augmente et avec elle la gravité qu'il génère.

Mais le processus ne peut pourtant se continuer que s'il y a moyen d'évacuer l'énergie thermique. En se contractant, c’est-à-dire en chutant librement sur lui même, le nuage convertit son énergie gravitationnelle en énergie cinétique et celle-ci engendre une pression thermique, à l'occasion de nombreux chocs. Il faut donc que le nuage rayonne, phénomène facilité par la densité croissante, qui augmente la probabilité des chocs moléculaires, à l'occasion non-élastiques.

Il se forme ainsi au centre un noyau de gaz, appelé pour l'heure proto-étoile sur lequel tombe un flux de gaz à une vitesse qui croit avec la gravité de l'astre, c’est-à-dire avec sa masse. Un corps en chute libre percute la surface de l'astre avec une vitesse égale a la vitesse de libération de cet astre. Elle se mesure vite en dizaine de km/s pour la proto-étoile. Au bilan, l'énergie gravitationnelle du nuage (Eg = GM²/r) est convertie en chaleur à la surface du jeune astre et ceci représente une quantité rayonnée considérable. L'étoile naissante, avant même d'entamer le processus de fusion de l'hydrogène possède une température de surface 10 fois supérieure à celle qu'elle adoptera en séquence principale (soit pour le Soleil de l'ordre de 60 000 K contre 6 000 K par la suite). L'intense rayonnement de la proto étoile, situé dans les UV, permet donc la poursuite du processus, tant que le nuage qui la surplombe reste transparent.

Cette transparence est contrecarée par la présence de poussière en densité croissante avec l'effondrement et qui l'opacifie. Toutefois en même temps que le nuage se contracte, il augmente sa vitesse angulaire de rotation afin de conserver son moment M de rotation.

En tout point, M ~ w.r avec w la vitesse angulaire, en rad.s-1 et r la distance au centre de gravité. Si le r moyen diminue, w augmente : les pôles se dépeuplent en conséquence en faveur de l'équateur et ce tournoiement accéléré aplatit le nuage.

Les pôles déchargés de matière, l'étoile peut rayonner librement sur une moitié de son angle solide. Par contre, la rotation de ce disque (où va se dérouler la formation planétaire) l'empêche de s'effondrer plus avant ce qui bloque le processus en l'absence de mécanismes à même de dissiper son énergie de rotation.

Ce disque est extraordinairement ténu, par rapport à toute forme d'état de la matière qui se puisse concevoir sur Terre. Il s'agit pourtant d'un oasis dense de gaz et de poussière, à l'échelle interstellaire. Un corps de taille métrique en orbite en son sein met moins de 10 Ma pour tomber sur la proto-étoile, en dissipant son énergie gravitationnelle par frottements.

C'est dans cet intervalle que vont pouvoir se former des planètes.

Phase A : formation des flocules centimétriques [modifier]

(~ 10 000 ans). Au départ, le nuage possède une opacité sur une épaisseur non négligeable (de l'ordre de 10 à 30 UA). La poussière responsable de cette opacité tombe doucement, à une vitesse de 1 à 10 m/s, au sein du gaz ténu, vers le plan de rotation. En 10 000 ans environ la proto-étoile se dote d'un disque fin de poussières (quelques km d'épaisseur) enserré dans une galette de gaz qui garde son épaisseur initiale, ou peu s'en faut. La poussière, durant sa chute au sein d'un gaz turbulent forme au hasard des flocules qui peuvent atteindre des tailles centimétriques (soit un gain de 4 ordres de grandeur). L'agrégation résulte des simples forces de contact entre grains.

Phase B : formation des planétésimaux [modifier]

En attendant que ces grumeaux poussiéreux aient atteint une taille kilométrique ils génèrent une traînée hydronynamique suffisante pour les faire plonger vers la surface de la jeune étoile en moins d'un siècle (pour un corps de 1 mètre situé à 1 UA). Il s'agit donc d'une étape critique. La phase de formation allant du centimètre au kilomètre (soit un gain de 5 ordres de grandeur) est une des plus difficilement modélisable, les rencontres au hasard à grande vitesse (plusieurs kilomètres à dizaines de kilomètres par seconde) étant tout autant susceptibles de pulvériser l'agrégat que de former un corps plus massif capables d'encaisser les chocs ultérieurs.

Le résultat le plus net des travaux traitant du sujet est que rapidement un corps par sa masse fait sa loi sur son sillon planétaire et qu'il parvient à attirer gravitationnellement des poussières dans un périmètre qui excède son diamètre. À l'atteinte de ce stade, de l'ordre du kilomètre, il est à la fois attractif pour ce qui l'entoure et résistant en terme de traînée. Le planétésimal ainsi formé possède un avenir, que ce soit comme petit corps (astéroïde ou comète) ou comme planète.

Un planétésimal individuel a un diamètre de 5 à 10 km et une masse de l'ordre de mille milliards de tonnes.

Le système à ce stade est peuplé de milliards de comètes coexistant avec des corps solides allant du micron au kilomètre.

Phase C : formation des cœurs planétaires [modifier]

(~ 100 000 ans). La formation de planète à partir des planétésimaux a fait l'objet de simulations numériques qui en donnent l'image suivante.

Au départ, des collisions aléatoires au sein d'un ensemble de milliards de planétésimaux engendrent la croissance de certains aux dépens des autres.

Dès qu'un planétésimal a gagné une masse largement supérieure à la masse moyenne des planétésimaux voisins il peut engloutir tout ce qui se trouve dans sa zone d'influence gravitationnelle.

Une fois le vide fait autour de lui, sa croissance s'arrête faute de matériau : on a alors affaire à un cœur planétaire dont on dit qu'il a atteint sa masse d'isolation. À une UA, cette masse d'isolation représente environ 1/10e de masse terrestre et correspond à l'agglomération d'environ un milliard de planétésimaux.

Phase D : formation des noyaux telluriques [modifier]
Les quatre planètes telluriques du système solaire : Mercure, Vénus, Terre et Mars
Les quatre planètes telluriques du système solaire : Mercure, Vénus, Terre et Mars

(~ 10 à 100 Ma). Les simulations numériques montrent que les orbites circulaires des cœurs planétaires sont perturbées par les interactions gravitationnelles mutuelles et ont tendance à devenir elliptiques, ce qui favorise la collision des cœurs et leur croissance par agglomération. Cette phase nettoie également le système en formation des innombrables planétésimaux résiduels qui, s'ils frôlent de trop près les planètes en formation sont détruits par force de marée ou expulsés dans l'espace interstellaire.

Dans un disque circumstellaire d'environ 1/1000e de masse solaire, une planète tellurique (ou rocheuse) peut se former en 10 à 100 Ma et le scénario qui précède rend compte avec succès de leur formation.

Phase E : formation des enveloppes gazeuses [modifier]

(~ 100 000 ans à 1 Ma). Expliquer la formation des planètes gazeuses comme Jupiter ou Saturne dans un disque de masse minimal, tel que précédemment défini est plus problématique. Les planètes géantes sont sans doute constituées d'un cœur solide (métaux + silicates + glaces planétaires) qui doit ensuite capturer par gravité une enveloppe gazeuse, ce qui nécessite l'atteinte d'une masse critique en-deçà de laquelle la pression due à l'énergie libérée par les planétésimaux qui rentrent en collision avec le cœur planétaire est suffisante pour s'opposer à l'effondrement gravitationnel du gaz environnant, et l'enveloppe gazeuse reste peu importante. À l'emplacement des géantes gazeuses de notre système, la masse critique est de l'ordre de 15 masses terrestres ce qui correspond à peu près à la masse de Neptune ou d'Uranus.

Au-delà de la masse critique l'accrétion ne s'arrêtera qu'après épuisement de tout le gaz disponible dans la fraction du disque où s'est formée la planète, ouvrant ainsi un sillon dans le disque protoplanétaire. On obtient ainsi des géantes gazeuses de la masse de Jupiter (trois cents masses terrestres) ou de Saturne (cent masses terrestres).

Encore faut-il pour cela que tout le disque ne soit pas déjà retombé sur l'étoile. Or sa durée de vie n'est que de un à quelques dizaines de Ma.

Les simulations montrent que pour former des planètes de la masse de Saturne et de Jupiter le disque doit posséder une masse de 3 à 5 fois supérieure à la masse minimale suffisante à la formation des telluriques dans le temps imparti par la durée de vie d'un disque.