L’origine du Système solaire et comment la Terre a failli être très différente

Article rédigé par Marine Laplace, étudiante en master Sciences et société.

Compte rendu du webinaire donné par Sean Raymond pour la SFE. 

Comment s’est formé notre système solaire ? Existe-t-il plusieurs scénarios envisageables ? Que serait-il arrivé à notre planète bleue si les choses s’étaient passées différemment  ? Le 13 octobre 2022, le chercheur du laboratoire d’astrophysique de Bordeaux, Sean Raymond — spécialiste de la formation des planètes et de l’évolution de leur orbite — a discuté de ces questions en présentant les différents modèles qui expliqueraient les mécanismes de création de notre système solaire.

Si le Soleil était une étoile lointaine et que l’on cherchait depuis un autre système planétaire des exoplanètes autour de ce dernier, combien d’astres de notre système pourrions-nous visualiser ? La réponse est la suivante : un seul, il s’agit de Jupiter. Alors, que sait-on des « Jupiter » associées à d’autres étoiles ? Comment se situe notre système par rapport à ces différentes « Jupiter » ?

Une planète de la masse de Jupiter tourne autour de 10 % des étoiles semblables au Soleil. 90 % des Jupiter dans l’entourage d’autres étoiles possèdent des orbites très distinctes de notre Jupiter. Ainsi, notre système solaire peut sembler rare, mais pas autant qu’il n’y parait, d’après le chercheur.

Les processus physiques de la formation du Système solaire

L’accrétion de « pebbles » : mécanisme par lequel les embryons planétaires se sont formés

Autour de jeunes étoiles se forment des disques de gaz et de poussières. Ces poussières ne sont pas réparties de façon homogène autour du Soleil, des zones sont plus concentrées dans certains anneaux et d’autres semblent moins condensées.

Disque protoplanétaire observé grâce au télescope radio ALMA autour de l’étoile HL Tau. Dans les anneaux plus denses seraient en train de se former des planètes. Source : G. Dipierro et al. 2015

D’après le physicien, les premières phases d’accrétion des corps célestes commencent dans ces disques : les grains de poussière s’agglomèrent entre eux jusqu’à atteindre la taille du millimètre. À ce stade, ils possèdent une inertie suffisante pour ne plus orbiter avec les gaz, mais graviter plus vite. Leurs orbites varient et s’approchent du Soleil avec le temps. Lorsque les orbites de ces disques se rapprochent du Soleil et se concentrent dans certaines zones, des instabilités entrent en jeu au sein des résidus et augmentent la concentration et l’inertie de ces derniers. Ces objets acquièrent une gravitation qui leur permet d’attirer à eux davantage de matière pour devenir des éléments plus grands d’une centaine de kilomètres : les planétésimaux. « Ce sont les briques de la construction des planètes », explique Sean Raymond. En fait, les planétésimaux entrent en collision et continuent à accréter la poussière toujours présente dans le disque : les pebbles (galets en français).

Les planétésimaux rocheux situés près du Soleil ont formé les planètes : Mercure, Mars, la Terre et Vénus. D’autres plus éloignées du Soleil et donc de la chaleur, ont entrainé par la suite la naissance des planètes  Jupiter, Saturne, Uranus et Neptune qui étaient au départ à moitié rocheuses et à moitié glacées. Ces matériaux représentaient les futurs constituants des noyaux centraux des planètes géantes gazeuses. Par exemple, à l’intérieur de Jupiter telle qu’elle est observée aujourd’hui, il y a un noyau. Ce noyau était à l’origine l’embryon planétaire ayant accrété le gaz qui se trouvait autour de lui.

Les scientifiques supposent que le temps nécessaire pour constituer les embryons planétaires,  a été le même avant ou après la ligne de glace du Système solaire, en faisant l’hypothèse qu’il y avait davantage de matériel et de gaz à accréter au-delà de la ligne des glaces. En effet, près du Soleil, le temps requis pour transformer des planétésimaux en embryons planétaires de taille égale à la Lune est le même temps nécessaire pour former les embryons planétaires de plusieurs fois la masse de la Terre au-delà de la ligne de glace.

Pendant leur croissance, il peut y avoir des impacts géants entre les embryons planétaires. C’est d’ailleurs grâce au choc qui s’est produit sur la proto-Terre qu’est née la Lune. Mais dans ce cas, la rencontre n’a pas été assez énergétique pour que les débris soient éjectés au loin. De ce fait, ils sont restés en orbite autour de la future Terre. À partir de ces restes, la Lune s’est formée près de la Terre.

Les instabilités dynamiques : les causes des orbites planétaires du Système solaire

D’après le scientifique, des instabilités ont eu lieu dans notre système solaire. Il s’agit d’interactions entre les orbites des planètes qui se produisent au moment où leurs trajectoires se coupent. Certaines orbites comme celles de Pluton et Neptune peuvent se croiser en restant toutefois stables puisqu’elles n’entrent jamais en collision. Mais parfois, des impacts très violents surviennent. Aussi, quand ce sont des objets éloignés du Soleil, des rencontres gravitationnelles se font entre ces objets et certains sont alors éjectés. Ils reçoivent suffisamment d’énergie pour ne plus pouvoir revenir dans le Système solaire. À la suite de cela, les trajectoires des planètes ont évolué pour devenir semblables à celles qui sont connues aujourd’hui.

Plus l’interaction est intense, plus l’orbite de la planète qui se rapproche du Soleil devient excentrique, mais celle de Jupiter est plutôt circulaire. Nous pourrions donc imaginer qu’il n’y a pas eu une grande instabilité dans notre système solaire naissant, mais ce n’est pas le cas partout dans l’univers. Selon Sean Raymond, 90 % des systèmes solaires subissent de fortes perturbations. Considérons alors que Jupiter a eu de la chance.

Trois modèles pour expliquer la formation du Système solaire

Dans le modèle du « Grand Tack » (Walsh et al. 2011), Jupiter, qui a atteint une taille plus grande que les autres planètes très rapidement, aurait dû effectuer une migration orbitale vers l’intérieur du disque. Mais Saturne a grossi aussi et a commencé elle aussi à migrer vers l’intérieur du système solaire. Par conséquent elle s’est rapprochée de Jupiter et ces deux planètes se sont retrouvées en résonance orbitale. Comme Jupiter est plus massive, il s’est produit un effet de mouvement qui a inversé la direction de migration des deux planètes vers l’extérieur du disque : au lieu d’aller vers le Soleil, Jupiter et Saturne s’en seraient donc éloignées. Plus tard, les derniers impacts géants parmi les objets rocheux auraient formé les planètes rocheuses plus près du Soleil.

Schéma simplifié du modèle du « Grand Tack ». Source : présentation de Sean Raymond

Le deuxième modèle porte le nom de « Ceinture d’astéroïdes vide ». Les scientifiques y développent l’idée que plusieurs planétésimaux se sont formés dans un anneau près de l’orbite de Vénus et de la Terre, et d’autres dans des régions beaucoup plus éloignés du Soleil. Ils pensent également qu’entre les deux, la région de la ceinture d’astéroïde était relativement vide. Des simulations de créations de protoplanètes ont confirmé ce modèle (Izidoro et al., 2022). Alors comment se sont formés les astéroïdes ? Les croissances de Jupiter et Saturne ont bousculé les orbites des planétésimaux qui se situaient plus loin et une fraction aurait été repoussée vers l’intérieur du Système solaire sur des orbites stables. Il s’agit des astéroïdes de type C, dont on pense que certains auraient apporté de l’eau sur Terre. D’autres astéroïdes, dits internes (ou non hydratés), pourraient avoir été formés lors du développement des planètes telluriques. Ce modèle expliquerait la structure du Système solaire entier.

Dans une troisième hypothèse, Clément et son équipe ont supposé en 2018 (Clément et al. 2018) que l’instabilité au sein des planètes géantes se serait produite très tôt et aurait perturbé la zone de croissance de Mars ainsi que la ceinture d’astéroïdes. Ce phénomène aurait éloigné les planètes géantes du jeune soleil et favorisé les derniers impacts pour la création des planètes telluriques.

Ces trois modèles sont capables d’expliquer pourquoi de l’eau est présente sur Terre et reproduisent la structure du Système solaire. Mais il existe d’autres objets issus de formations planétaires dont plus de 5000 ont été détectés : des exoplanètes géantes à orbites excentriques ; des « super-Terre » ou « mini-Neptune », bien plus proches de leur étoile que Mercure du Soleil. Ces « super-Terre » sont souvent plus grandes que la Terre. Les modèles généraux de formation planétaires doivent pouvoir rendre compte de toute cette diversité.

Selon le livre Rare Earth (Peter D. Ward et Donald Brownlee, 2009) présenté par l’astrophysicien, pour espérer obtenir une planète aussi spéciale que la Terre, il faut le bon type de galaxie, le bon endroit dans la galaxie, une étoile centrale, une distance satisfaisante entre cette fameuse planète et cette étoile, ainsi que beaucoup de caractéristiques géologiques… Ces divers critères entrainent des désaccords au sein de la communauté scientifique, mais une chose est sûre, une planète habitable nécessite de l’eau à l’état liquide. Par exemple, dans notre système solaire, Vénus est trop chaude, et bien que Mars soit dans la zone habitable, son déficit en atmosphère et sa faible température de surface la rendent, en tout cas à notre époque, non viable.

Et si les choses avaient été différentes ?

Certains processus de formations sont robustes, c’est notamment le cas des mécanismes d’accrétions planétaires, et d’autres sont aléatoires, comme les processus d’instabilité, de migration et d’impacts géants qui sont sensibles aux moindres variations.

Si la Terre avait été plus grande et s’était trop approchée du Soleil, des collisions auraient pu entrainer la formation d’une super-Terre excessivement chaude. Mais dans certaines circonstances, si les planètes d’un système sont situées à proximité les unes des autres et voisines d’une étoile centrale peu lumineuse, elles peuvent devenir potentiellement habitables. C’est par exemple le cas dans le système TRAPPIST-1.

Dans un scénario catastrophe alternatif, si Jupiter avait migré très près du Soleil, au travers de la zone de formation des planètes telluriques, cette migration aurait pu empécher la formation de Mercure, Vénus, la Terre et Mars. D’autres circonstances auraient pu conduire à un apport de dix à cent fois plus d’eau qu’actuellement sur Terre conduisant à une planète sans continent émergés peut être non propice à l’apparition de la vie.

« Le plus grand danger du Système solaire jeune », explique Sean Raymond, aurait pu résider dans le risque d’une instabilité plus forte entre Saturne et Jupiter, éjectant les autres planètes dans l’espace interstellaire. D’ailleurs, certaines exoplanètes éjectées d’autres systèmes existent dans la galaxie et sont appelées planètes flottantes.

Imaginons maintenant qu’au cours de son accrétion, la Terre ait accumulé plus de gaz du disque en dissolution. Autrement dit, si la Terre avait pu conserver une atmosphère primaire dense d’hydrogène et d’hélium, elle aurait évolué en une mini-Neptune. Si nous vivions sur cet astre, aucune étoile ne serait visible dans le ciel.

Avec une probabilité de moins de 1 %, lorsque le Soleil sera devenu une géante rouge (dans environ 5 milliards d’années), pourrait avoir lieu une déstabilisation de l’orbite de Mercure suivie de collisions entre les planètes telluriques.

Enfin, la Terre telle que nous la connaissons aurait pu être complètement différente : plus petite, plus grande, possédant d’autres satellites ou aucun, plus sèche ou plus hydratée, ayant une autre géologie… Et les potentielles conséquences sur la vie de notre planète sont méconnues.

Il existe plusieurs exemples de planètes qui ressemblent à la Terre et qui sont situées dans la zone habitable de leur étoile. Mais attention : être dans la région habitable ne signifie pas être habitée.

Mars est dans la zone habitable, mais pas habitée donc nous devons prêter attention à cela ! Que faut-il alors pour qu’une planète dans sa zone habitable soit réellement viable ? Il serait judicieux d’en savoir beaucoup plus sur ces planètes, sur leur orbite, leurs atmosphères, leur géologie…

Retrouvez sur le blog « planetplanet.net » d’autres animations et l’histoire du Système solaire.

Bibliographie

Clement et al., Mars’ growth stunted by an early giant planet instability, Icarus, 2018, 311, 340-356, 10.1016/j.icarus.2018.04.008

Dipierro et al., The 2014 ALMA Long Baseline Campaign: First Results from High Angular Resolution Observations toward the HL Tau Region, The Astrophysical Journal Letters, 2015, 808, article id. L3, 10 pp. 10.1088/2041-8205/808/1/L3

Izidoro et al., Planetesimal rings as the cause of the Solar System’s planetary architecture, Nature Astronomy, 2022, 6, 357-366 10.1038/s41550-021-01557-z

Ward P. D., Brownlee D., 2009, Rare Earth: Why Complex Life is Uncommon in the Universe, Copernicus books

Walsh et al., A low mass for Mars from Jupiter’s early gas-driven migration, Nature, 2011, 475, 206-209 10.1038/nature10201