nuage interstellaire et formation du système solaire

[invite92d5312d]

bonjour, je fais un exposé sur la formation du système solaire et j'aurai besoin d'éclaircissements.
Tout d'abord il est dit que la formation du système solaire a démaré par l'effondrement d'un nuage interstellaire dense et froid. Tout d'abord pouquoi ce nuage est-il froid? Ensuite il est dit que ce nuage se strcture en un disque de poussière en rotation dont au centre s'est formé le soleil. Comment le soleil a-t-il pu se former à partir de ce nuage de poussière?
Enfin il est dit-il qu'il y a 4,6 milliards d'années le soleil était 10x plus lumineux qu'aujourd'hui, est ce du aux pertes de chaleur et aux radiations solaires emises en permanence? Ausdi on dit que la nébuleuse de gaz et de grains de départ s'aplatit, a quoi cela est-il du je ne comprend pas bien?

Merci de m'aider à comprendre !
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[Gilgamesh]

bonjour, je fais un exposé sur la formation du système solaire et j'aurai besoin d'éclaircissements.
Tout d'abord il est dit que la formation du système solaire a démaré par l'effondrement d'un nuage interstellaire dense et froid. Tout d'abord pouquoi ce nuage est-il froid? Ensuite il est dit que ce nuage se strcture en un disque de poussière en rotation dont au centre s'est formé le soleil. Comment le soleil a-t-il pu se former à partir de ce nuage de poussière?
Enfin il est dit-il qu'il y a 4,6 milliards d'années le soleil était 10x plus lumineux qu'aujourd'hui, est ce du aux pertes de chaleur et aux radiations solaires emises en permanence? Ausdi on dit que la nébuleuse de gaz et de grains de départ s'aplatit, a quoi cela est-il du je ne comprend pas bien?

Les nuages moléculaires reposent sur le plancher galactique, c'est à dire qu'ils supportent la colonne de gaz raréfiés qui forme l'épaisseur de la galaxie. Le milieu interstellaire typique est "tiède" (de l'ordre de 10⁴ K). Le fond de l'espace étant à 3K le gaz a donc toute la marge pour rayonner son énergie. Mais pour rayonner, il faut des chocs entre particule. Un gaz très raréfié aura du mal à se refroidir. Inversement, la densité rho d'un nuage est lié à sa température T. Pour une particule dans un nuage de dimension R et de masse M à l'équilibre on peut écrire que la vitesse thermique moyenne v_t doit être du même ordre que la vitesse d'échappement v_e.

v_t² = 3kt/m
v_e² = 2GM/R

soit M ~ T^3/2.rho^-1/2

Pour un masse M donnée, plus T est élevée, plus rho diminue, et inversement.

Au final, si un nuage refroidit, il s'effondre, donc sa densité augmente, donc également sa capacité à rayonner, donc sont refroidissement, etc.

Cette capacité croissante à refroidir est fortement amplifiée par la présence de poussière. La poussière étant un milieu solide, les particules qui la composent peuvent intéragir en permanence, donc rayonner jusqu'à l'atteinte de l'équilibre. Elles sont donc froide et bon radiateur tout à la fois. En outre, elles opacifient le nuage ce qui empèche son réchauffement par des sources stellaires externes.


Pendant la première phase d'un effondrement protostellaire, l'énergie potentielle de gravité qui est libérée sous forme de rayonnement peut s'échapper librement car le milieu est encore peu dense et le nuage peut ainsi quasiment s'effondrer en chute libre. En très peu de temps (10 000 ans) il va se former une protoétoile c'est à dire une masse gazeuse présentant un rupture franche de densité avec la masse environnante.

Les courant gazeux s'écrase à la surface de protoétoile à la vitesse de libération (pls dizaine de km/s) et la température atteint rapidement des milliers de degrés.

Avant même que les réaction nucléaire n'assurent une production stable d'énergie, la protoétoile rayonnent simplement parce que la transformation d'énergie potentielle en énergie thermique se fait à sa surface.


Dépassé 1800 K, le rayonnement émis dissocie la molécule de H2, ce qui consomme l'énergie (cinétique) du système et accélère l'effondrement. A 10⁴, l'hydrogène s'ionise, même topo. La surface de la proto étoile peut atteindre 60 000 K et rayonne un flux intense d'UV. Toute la partie interne subit donc une forte évolution chimique.


Le nuage progéniteur qui s'effondre possède un certain moment cinétique de rotation W ~ MR²w²

avec M la masse, R le rayon et w la vitesse angulaire (en rad.s-1). W est une quantité conservative. Si R diminue et que M est constant, w augmente et cette rotation l'applati. On peut le voir comme ça : les particules qui se trouvent près du pôle de rotation du nuage ont un moment nul et peuvent s'effondrer en ligne droite vers la protoétoile. Les particules situées à l'équateur du nuage ont un moment maximal et pour conserver ce moment elles orbitent de plus en plus vite ce qui les empèche de se rapprocher de l'étoile (la force centrifuge équilibrant la pesanteur). On obtient de la sorte un disque protostellaire où se formeront des planètes si sa masse et sa composition chimique l'autorisent.


a+

[GalaxieA440]

Bon ben tout ça c'est super complet
La forme aplatie du disque est tout simplement due à la rotation autour de la protoétoile.
A savoir aussi que pour qu'un nuage de gaz interstellaire s'éffondre sur lui même, pour ainsi créer une protoétoile, il faut une perturbation, genre explosion, même assez lointaine, d'une supernovae.