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Comment la nébuleuse protosolaire a-t-elle formé notre système planétaire ? Par effondrement, certes, mais pourquoi celui-ci s'est-il produit ? Depuis longtemps, les astrophysiciens pensent qu'un coup de pouce, ou plutôt une onde de choc, l'a déclenché. L’hypothèse d’une supernova était soutenue par la cosmochimie des météorites, mais pas du tout par des simulations numériques... jusqu’à aujourd’hui ! Nous devons bien notre existence au Big Bang puis à un Little Bang il y a plus de 4,5 milliards d’années.
La théorie de la condensation d’un nuage de gaz et de poussières pouvant conduire à la formation d’un système solaire est ancienne. On peut au moins la faire remonter aux travaux de James Jeans qui, suivant les travaux visionnaires de Descartes et surtout Kant et Laplace, en était venu à formuler le célèbre critère de Jeans. Il donne les limites de masse, de densité et de température qu’une nébuleuse doit atteindre pour s’effondrer sous sa propre attraction gravitationnelle et former une étoile.
Mais ce critère semblait ne pas fonctionner pour notre propre système solaire. En effet, la nébuleuse à l’origine du Soleil et de son cortège de planètes était trop peu massive et surtout trop peu dense, si on la compare aux observations dans la Galaxie, pour s’effondrer d’elle-même.
L’hypothèse d’une onde de choc augmentant sa densité était donc évoquée et l’explosion d’une supernova au voisinage de la nébuleuse semblait une excellente explication.
Les différentes étapes de la formation du système solaire.
Une nébuleuse sphérique en rotation s'effondre pour donner un disque, au sein duquel des processus d'accrétion et de collisions transforment les masses de poussières en planètes. Crédit : Plymouth State University-Mark P. Turski
La découverte des inclusions réfractaires dans la célèbre chondrite carbonée tombée près d’Allende allait révéler la présence d’isotopes produits par la désintégration radioactive rapide d’autres isotopes juste avant leur formation. Nécessairement, un processus nucléosynthétique explosif devait avoir précédé de quelques centaines de milliers d’années tout au plus la formation des météorites carbonées, les plus anciens objets du système solaire. Une supernova injectant rapidement dans la nébuleuse protosolaire des isotopes radioactifs à très courtes périodes juste avant son effondrement était donc exactement ce dont les astrophysiciens avaient besoin... Ils avaient, en plus, une preuve du phénomène.
Il suffisait d'affiner les simulations pour retrouver la supernova...
Mais tout n'est pas si simple. Les simulations numériques effectuées jusqu’à aujourd’hui, reposant sur les lois de la thermodynamique et de l’hydrodynamique, persistaient à ne pas donner un système solaire ressemblant au nôtre avec les bonnes abondances d’éléments. A tel point que l’hypothèse d’une supernova pré-solaire tombait de plus en plus en désuétude chez les spécialistes ces dernières années.
Les choses viennent de changer grâce à la nouvelle simulation d’Alan Boss et de ses collègues de la célèbre Institution Carnegie à Washington.
De haut en bas la simulation du passage de l'onde de choc d'une supernova dans une nébuleuse protosolaire quasiment sphérique vue en coupe.
Les zones les plus rouges sont les plus denses. Crédit : Alan Boss
Dans les modèles précédents, l’onde de choc produit par la supernova décélérait de quelques dizaines de kilomètres par seconde lors de son passage dans le nuage de gaz et de poussières, à une température quasiment constante de 10 K environ.
En raffinant les calculs hydrodynamiques et en trouvant finalement un mécanisme approprié de chauffage par compression et de refroidissement par rayonnement, les astrophysiciens ont enfin reproduit à la fois un effondrement de la nébuleuse protosolaire et une répartition des isotopes radioactifs conforme aux observations dans les météorites.
Dans tous les modèles examinés sur ordinateur par les chercheurs, l’onde de choc heurte un nuage de la masse du Soleil, composé de poussières, d'eau, de monoxyde de carbone et d'hydrogène moléculaire. Les températures peuvent atteindre 1.000 K et grâce à l’introduction d’un nouveau mécanisme de refroidissement, le nuage peut s’effondrer. Environ 100.000 années plus tard la nébuleuse protosolaire est devenue 1.000 fois plus dense qu'auparavant, et après 160.000 ans, un protosoleil est là, au cœur d’un nuage devenu un million de fois plus dense.
La météorite d'Allende, une célèbre chondrite.
- Futura
La théorie de la condensation d’un nuage de gaz et de poussières pouvant conduire à la formation d’un système solaire est ancienne. On peut au moins la faire remonter aux travaux de James Jeans qui, suivant les travaux visionnaires de Descartes et surtout Kant et Laplace, en était venu à formuler le célèbre critère de Jeans. Il donne les limites de masse, de densité et de température qu’une nébuleuse doit atteindre pour s’effondrer sous sa propre attraction gravitationnelle et former une étoile.
Mais ce critère semblait ne pas fonctionner pour notre propre système solaire. En effet, la nébuleuse à l’origine du Soleil et de son cortège de planètes était trop peu massive et surtout trop peu dense, si on la compare aux observations dans la Galaxie, pour s’effondrer d’elle-même.
L’hypothèse d’une onde de choc augmentant sa densité était donc évoquée et l’explosion d’une supernova au voisinage de la nébuleuse semblait une excellente explication.
Les différentes étapes de la formation du système solaire.
Une nébuleuse sphérique en rotation s'effondre pour donner un disque, au sein duquel des processus d'accrétion et de collisions transforment les masses de poussières en planètes. Crédit : Plymouth State University-Mark P. Turski
La découverte des inclusions réfractaires dans la célèbre chondrite carbonée tombée près d’Allende allait révéler la présence d’isotopes produits par la désintégration radioactive rapide d’autres isotopes juste avant leur formation. Nécessairement, un processus nucléosynthétique explosif devait avoir précédé de quelques centaines de milliers d’années tout au plus la formation des météorites carbonées, les plus anciens objets du système solaire. Une supernova injectant rapidement dans la nébuleuse protosolaire des isotopes radioactifs à très courtes périodes juste avant son effondrement était donc exactement ce dont les astrophysiciens avaient besoin... Ils avaient, en plus, une preuve du phénomène.
Il suffisait d'affiner les simulations pour retrouver la supernova...
Mais tout n'est pas si simple. Les simulations numériques effectuées jusqu’à aujourd’hui, reposant sur les lois de la thermodynamique et de l’hydrodynamique, persistaient à ne pas donner un système solaire ressemblant au nôtre avec les bonnes abondances d’éléments. A tel point que l’hypothèse d’une supernova pré-solaire tombait de plus en plus en désuétude chez les spécialistes ces dernières années.
Les choses viennent de changer grâce à la nouvelle simulation d’Alan Boss et de ses collègues de la célèbre Institution Carnegie à Washington.
De haut en bas la simulation du passage de l'onde de choc d'une supernova dans une nébuleuse protosolaire quasiment sphérique vue en coupe.
Les zones les plus rouges sont les plus denses. Crédit : Alan Boss
Dans les modèles précédents, l’onde de choc produit par la supernova décélérait de quelques dizaines de kilomètres par seconde lors de son passage dans le nuage de gaz et de poussières, à une température quasiment constante de 10 K environ.
En raffinant les calculs hydrodynamiques et en trouvant finalement un mécanisme approprié de chauffage par compression et de refroidissement par rayonnement, les astrophysiciens ont enfin reproduit à la fois un effondrement de la nébuleuse protosolaire et une répartition des isotopes radioactifs conforme aux observations dans les météorites.
Dans tous les modèles examinés sur ordinateur par les chercheurs, l’onde de choc heurte un nuage de la masse du Soleil, composé de poussières, d'eau, de monoxyde de carbone et d'hydrogène moléculaire. Les températures peuvent atteindre 1.000 K et grâce à l’introduction d’un nouveau mécanisme de refroidissement, le nuage peut s’effondrer. Environ 100.000 années plus tard la nébuleuse protosolaire est devenue 1.000 fois plus dense qu'auparavant, et après 160.000 ans, un protosoleil est là, au cœur d’un nuage devenu un million de fois plus dense.
La météorite d'Allende, une célèbre chondrite.
- Futura