« Formation et évolution du Système solaire » : différence entre les versions

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Vue d'artiste d'un disque protoplanétaire.

Les théories concernant l'origine et l'évolution du système solaire sont complexes et variées, mettant en jeu de nombreuses disciplines scientifiques, comme l'astronomie, la physique en passant par la géologie et la planétologie. À travers les siècles, beaucoup de théories relatives à sa création ont été avancées, mais il faut attendre le XVIII^e siècle pour que les théories modernes commencent à prendre forme. À l'aube de l'âge spatial, les images et les structures des autres mondes au sein du système solaire affinent notre compréhension, tandis que la physique nucléaire nous donne nos premiers aperçus des processus fondamentaux à l'intérieur des étoiles, aboutissant finalement aux premières théories de leur création et de leur destruction finale.

Histoire de la théorie actuelle

Les idées relatives aux origines et au devenir du monde sont rapportés dans les plus vieux écrits connus ; néanmoins, dans chacun de ces récits la formation et l'évolution du monde n'était pas rattachée à l'existence du système solaire, pour la simple raison que le système solaire, dans le sens ou il est maintenant expliqué, n'était alors pas connu. Le premier pas qui ouvrit la porte à une théorie de la formation et de l'évolution du système solaire, fût l'acceptation de la théorie de l'héliocentrisme, qui place la Terre en orbite autour le soleil qui devient le centre du système. Si cette conception héliocentrique, qui connue des précurseurs comme Aristarque de Samos dés -280, resta en gestation pendant des millénaires, elle ne fût largement acceptée qu'à la fin du 17^e siècle. Le terme de Système solaire, à proprement parlé, fût utilisé pour la première fois en 1704^[1].

La théorie standard actuellement associée à la formation du système solaire, l'hypothèse de la Nébuleuse solaire, a rencontré l'écho qu'on lui connait aujourd'hui, depuis sa formulation par Emmanuel Kant en 1755 et indépendamment par Pierre-Simon Laplace au 18^e siècle^[2]. La critique la plus importante de cette l'hypothèse fut son apparente incapacité à expliquer le manque relatif de moment cinétique du Soleil par rapport aux planètes^[3]. Toutefois, depuis le début des années 1980 l'observation et l'étude de jeunes étoiles ont montrées qu'elles étaient entourées par des disques froids de poussière et de gaz, exactement comme le prédit l'hypothèse de la nébuleuse solaire, ce qui lui valut un regain de crédit^[4].

Déterminer qu'elle sera l'évolution avenir du Soleil, qui est le principal acteur du système solaire, nécessite de comprendre d'où il puise son énergie. La validation par Arthur Stanley Eddington de le principe de relativité d'Albert Einstein nous apprend que l'énergie du soleil provient des réactions de fusions nucléaires qui s'opèrent en son cœur^[5]. En 1935, Eddington poursuit se raisonnement et suggère que d'autres éléments pourraient aussi s'être formés aux sein les étoiles^[6]. Fred Hoyle élabore ces prémisses et explique que les étoiles évoluées qui sont appelées géantes rouges créaient un grand nombre d'éléments plus lourds que l'hydrogène et l'hélium en leurs seins. Quand une géante rouge éjecte finalement ces couches externes, les éléments qu'elles y a accumulés sont libérés et peuvent être réintégrés dans la formation de nouveaux systèmes stellaires^[6].

Formation

Article détaillé : Nébuleuse solaire.

Nébuleuse pré-solaire

L'hypothèse de la nébuleuse pré-solaire affirme que le système solaire s'est formé à la suite de effondrement gravitationnel d'un fragment d'un Nuage moléculaire de plusieurs années lumières de diamètre^[7]. Il y a encore quelques décennies, il était communément admis que le Soleil s'était formé dans un environnement relativement isolé, mais l'étude d'anciennes météorites révéla des traces d'isotopes à demi-vie réduite, tel que le Fer 60, qui ne se forme que lors de l'explosion d'étoiles massives à courte durée de vie. Cela révèle qu'une ou plusieurs supernovæ se sont produites dans le voisinage du soleil alors qu'il se formaient. Une onde de choc résultant d'une supernova pourrait avoir déclenchée la formation du Soleil en créant des régions plus denses au sein du nuage, au point d'initier son effondrement. Parce que seule les étoiles massive à courte durée de vie forment des supernovæ, le soleil se serait donc formé dans une large région de formation d'étoiles qui produisait des étoiles massives, peut-être comparable à la Nébuleuse d'Orion^[8]^,^[9]. L'étude de la structure de la ceinture de Kuiper et des matériaux inattendus qui s'y trouvent, suggère que le soleil s'est formé parmi un ensemble d'étoiles regroupées dans un diamètre de 6,5 à 19,5 années-lumières et representant une masse collective de 3000 soleils ^[10]. Différentes simulations d'un soleil jeune, interagissant avec des étoiles passants à proximité durant les 100 premiers millions d'années de sa vie, produisent des orbites anormales analogues à celles observées dans le système solaire externes, tel que celles des objets épars^[11].

Image d'Hubble montrant des disques protoplanétaires de la nébuleuse d'Orion, une « pouponnière d'étoiles » d'une année-lumière d'envergure, très similaire a notre nébuleuse primordiale où le Soleil s'est formé.

L'une de ces régions de gaz en effondrement (connu sous le nom de nébuleuse pré-solaire)^[12] aurait formé ce qui allait devenir le système solaire. Cette région avait un diamètre compris entre 7000 et 20 000 unités astronomiques (AU)^[7]^,^[13]^,^[14] et une masse juste supérieure à celle du Soleil. Ca composition était sensiblement là même que celle de notre Soleil actuel, avec de hydrogène, accompagné d'hélium et de traces de l'lithium produit par la nucléosynthèse primordiale, formant environ 98% de sa masse. Les 2% de la masse restants représentent les éléments plus lourds qui furent créé par nucléosynthèse dans des génération plus anciennes d'étoiles^[15]. A la fin de leurs vies ces anciennes étoiles avaient expulsées les éléments plus lourds dans le Milieu interstellaire, et, en l'occurrence, dans la nébuleuse solaire^[16].

A cause de la conservation du moment angulaire, la nébuleuse tournait plus vite qu'elle ne s'effondrait. Comme les matériaux au sein de la nébuleuse se condensaient, la fréquence des collisions des atomes qui les composaient augmentait, convertissant leurs énergie cinétique en chaleur. Le centre, où la plus grande partie de la masse était collectée, devint plus en plus chaud, et bien plus chaud que le disque l'entourant^[7]. Sur une période de 100000 ans^[17], les forces concurrentes de gravité, de pression des gaz, de champs magnétiques, et de rotation causèrent la contraction et l'aplatissement de la nébuleuse en un disque protoplanétaire tournant avec un diamètre de ~200 AU^[7] et formant une Proto-étoile chaude et dense (un étoile au sein de laquelle la fusion d'hydrogène n'a pas encore débutée) en son centre^[18].

À ce point de son évolution, le Soleil est supposé avoir était une étoile variable de type T Tauri. Les études des étoiles T Tauri montrent qu'elles sont souvent accompagnées par des disques de matière pré-planétaire avec des masses de 0,001 à 0,1 masses solaires^[19]. Ces disques s'étendent sur plusieurs centaines AUs —le Télescope spatial Hubble as observé des disques protoplanétaires allant jusqu'à 1000 AU de diamètre dans des régions de formations d'étoiles tel que la Nébuleuse d'Orion^[20]— et sont plutôt froid, atteignant au plus seulement un millier de degrés kelvins^[21] Après 50 million d'années, la température et la pression au cœur du soleil deviennent si élevées que son hydrogène commence à fusionner, créant une source d'energie interne qui s'oppose à la contraction gravitationnelle jusqu'à ce que l'équilibre hydrostatique soit atteint^[22]. Ceci marqua l'entrée du soleil dans la première phase de sa vie, connue sous le nom de séquence principale. les étoiles de la séquence principale produisent leur énergie de la fusion de dihydrogène en hélium dans leur cœur. Le Soleil reste une étoile de la séquence principale à ce jour^[23].

Formation des planètes

Article connexe : Disque protoplanétaire.

Fichier:Solarnebula.jpg

Vue d'artiste de la nébuleuse solaire.

Les différentes planètes sont supposées avoir été formées sur la base de la nébuleuse solaire, le nuage en forme de disque, fait de gaz et de poussière, n'ayant pas directement été englouti dans la formation du Soleil^[24]. Le phénomène, actuellement retenu par la communauté scientifique, selon lequel les planètes se sont formées est nommé l'accrétion. Selon ce procédé les planètes naissent des grains de poussières en orbites autour de la protoétoile centrale. A la suite de contacts directs ces grains s'agrègent en blocs de un à 10 kilomètres de diamètre, qui, à leurs tours, rentre en collision les uns avec les autres pour former des corps plus importants (planétésimaux) de ~5 km de large. Ce derniers s'accroissent graduellement au fur et à mesure de nouvelles collisions, augmentant au taux de quelques centimètres par années, et cela durant les quelques millions d'années suivants.^[25]

Le Système solaire interne, la région du système à moins de 4 AU du Soleil, était trop chaude pour que les molécules volatiles tel que l'eau et le méthane se condensent, aussi les planetesimaux qui s'y formèrent ne pouvaient être composés que de composants chimiques ayant un haut niveau de sublimation, tel que les métaux (comme le fer, le nickel, et l'aluminium) et des roches de silicates. Ces corps rocheux allaient devenir les planètes telluriques, nommément Mercure, Vénus, la Terre, et Mars. Ces composés chimiques étant assez rare dans l'univers, correspondant seulement à 0,6% de la masse de la nébuleuse, les planètes telluriques ne connurent pas une croissance très importante^[7]. L'embryon terrestre grossis d'au plus 0,05 masses terrestre et cessa d'accumuler de la matière 100000 ans après la formation du Soleil ; de nouvelles collisions et la fusion de corps de la taille de quasi-planètes permirent alors aux planètes telluriques de grossir jusqu'à leurs tailles actuelles (voir Planètes telluriques ci-dessous)^[26].

Quand les planètes telluriques furent formées, elles restaient immergées dans un disque de gaz et de poussières. Le gaz était partiellement soutenu par les mécanismes de pression et il n'orbitait donc pas aussi vite que les planètes autour du Soleil. la résistance induite par le milieu à causé un transfert de moment angulaire, et en conséquence les planètes on progressivement émigrées vers de nouveaux orbites. Les modèles mathématiques montrent que les variations de températures dans le disque gouvernent cette vitesse de migration, mais les planètes intérieures ont nettement tendances à migrer vers l'intérieur alors que le disque se dissipe. Cette migration placa finalement les planètes telluriques sur leurs orbites actuelles^[27].

Les planètes gazeuses géantes, nommément Jupiter, Saturne, Uranus et Neptune, se formèrent plus à l'extérieur, par-delà la ligne de gèle (aussi appelée ligne de glace), le point, entre les orbites de Mars et de Jupiter, où la matière et suffisamment froide pour que ses composés de glace volatile restent à l'état solide. Les glaces qui formèrent les géantes gazeuses étaient plus abondantes que les métaux et les silicates qui formaient les planètes telluriques, permettant aux géantes de devenir suffisamment massives pour qu'elles finissent par capturer l'hydrogène et l'hélium, les plus légers, mais aussi les plus abondants des éléments de l'univers ^[7]. les planétésimaux formés par-delà la ligne de glace accumulèrent jusqu'à plus de quatre masses terrestre sur une période de 3 millions d'années^[26]. Aujourd'hui les quatre géantes gazeuses totalisent quasiment 99% de toute la masse orbitant autour du soleil^[28]. Les astrophysiciens pensent que ce n'est pas par hasard que Jupiter jupiter se trouve juste au delà de la ligne des glaces. La ligne de glace aurait accumulé de grosses quantités d'eau par évaporation de glaces en chute depuis les régions extérieures. Cela aurait créé une région de faible pression qui aurait facilité l'accélération des particules en orbite à la frontière de cette ligne et intéromput leurs mouvements vers le soleil. En effet, la ligne de glace agît comme une barrière qui causa l'accumulation rapide de matériel à ~5 AU du Soleil. Cet excès de matériel s'est fondu en un large embryon d'environ 10 masses terrestre, qui commença alors à grossir rapidement en engloutissant l'hydrogène présent dans le disque alentour. L'embryon atteint alors 150 masses terrestres en seulement 1000 ans, jusqu'à atteindre sa masse nominale, 318 fois la masse de la Terre. La masse significativement plus réduite de Saturne s'expliquerait simplement par le fait qu'elle se serait formée quelques millions d'années après Jupiter, alors qu'il y avait moins de gaz disponible dans son envirnement^[26].

T Tauri, a l'instar du soleil naissant, a un vent stellaire bien plus puissant que celui des vieilles étoiles, plus stable. Uranus et Neptune sont supposés avoir été formé après Jupiter et Saturne, après que le puissant vent solaire ait soufflé au loin l'essentiel du matériel du disque. En conséquence, les planètes n'ont eu l'opportunité d'accumuler qu'une petite quantité d'hydrogène et d'hélium —pas plus d'une masse terrestre chacune. Uranus et Neptune sont parfois référencés sous le terme de « failed cores », c'est-à-dire de « noyaux ratés »^[29]. Le problème central que rencontres les différentes théories de la formation du système solaire avec ces planètes est associé à l'échelle de temps nécessaire à leur formation. Là ou sont situées ces planètes il leurs auraient fallu une centaine de millions d'années pour agréger leurs noyaux. Cela signifie qu'Uranus et Neptune se sont probablement formés plus proche du soleil, a proximité ou peut-être même entre Jupiter et Saturne, et qu'ils ont migré, plus tard, vers l'extérieur (voir Migration planétaire ci-dessous)^[29]^,^[30]. Tous les mouvements dans la zone des planétésimaux n'étaient pas nécessairement dirigés vers le Soleil ; les échantillons de la sonde Stardust rapportés de la comète Wild 2 ont suggérés que les matériaux de la prime formation du système solaire ont migré depuis les régions les plus chaudes du système Solaire vers les régions de la ceinture de Kuiper^[31]

Après trois à dix millions d'années^[26], les vents stellaires du jeune Soleil auraient dissipé tout le gaz et les poussières du disque protoplanétaire, soufflé dans l'espace interstellaire, mettant ainsi fin à la croissance des planètes^[32]^,^[33]

Évolution ultérieure

Les premières théories de la formation du systèmes solaires supposées que les planètes s'étaient formées à proximité de l'endroit ou elles orbitent actuellement. Néanmoins, ce point de vue a radicalement changé au court du 20^e et du 21^e siecle. Actuellement, il est supposé que le système Solaire était très différent de ce qu'il est aujourd'hui après sa formation initiale : plusieurs objets au moins aussi massifs que Mercure étaient présents dans le système solaire interne, la partie externe du système solaire était beaucoup plus compacte qu'elle ne l'est maintenant, et la ceinture de Kuiper était bien plus proche du Soleil^[34].

Planètes telluriques

À la fin de l'époque ou les planètes se sont formées, le système solaire était peuplé pour 50 à 100 Lunes - certains allant une taille comparable à celle de la protoplanète qui allait former Mars^[35]^,^[36]. La poursuite de leur croissance n'a été possible que parce que ces organismes sont entrés en collision et ont fusionné les uns avec les autres, pendant encore 100 millions d'années. Ces objets auraient interagit gravitationnellement entre eux, les orbites des uns tirant sur celles des autres jusqu'à ce qu'ils se soient heurtés, fusionnant et grossissant jusqu'à ce que les quatre planètes telluriques que nous connaissons aujourd'hui aient pris formes^[26]. L'une de ces collisions géantes est supposée être à l'origine de la formation de la lune(voir Lunes ci-dessous), alors qu'une autre aurait retiré l'enveloppe externe de là jeune Mercure^[37]

Une question non-résolue avec ce modèle est qu'il ne peut expliqué comment les orbites initiales des proplanètes telluriques, qui auraient du être hautement excentrique pour pouvoir entrer en collision, ont produit les orbites quasi-circulaires remarquablement stables que les planètes telluriques ont aujourd'hui^[35]. Une hypothèse pour ce « dumping d'excentricité » est que les planètes telluriques se seraient formées dans un disque de gaz qui n'auraient pas encore était expulsé par le Soleil. La « résistance gravitationnelle » de ce gaz résiduel aurait éventuellement limité l'énergie des planètes, lissant leurs orbites^[36]. Néanmoins, un tel gaz, s'il avait existé, aurait empêché les orbites telluriques de devenir si excentriques dans un premier temps^[26]. Une autre hypothèse est que la résistance gravitationnelle ait eu lieu non entre les planètes et les gaz résiduels mais entre les planètes et les petits corps restants. Comme les grands corps se déplaçaient à travers une foule d'objets plus petits, ces derniers, attiraient par la gravité des planètes plus grande, ont formé une région de plus forte densité, un « sillage gravitationnel », dans le parcours des astres les plus gros. Il s'en suit que la gravité accrue des objets regroupés dans le sillage de la planète ont ralenti les objets les plus grands en les placants sur des orbites plus régulières^[38].

Ceinture d'astéroïdes

La bordure extérieure de la région tellurique, entre 2 et 4 AU du Soleil, est appelé la ceinture d'astéroïde. La ceinture d'astéroïde initiale contenait suffisamment de matière pour former 2 à 3 planètes Terre, et, en effet, un grand nombre de planétésimaux s'y sont formés. Comme pour les planètes telluriques, les planétésimaux de cette région ont plus tard fusionné et formé 20 à 30 Lunes ayant la taille de la protoplanète Marsienne^[39]. Néanmoins, la proximité de Jupiter signifiait qu'après que cette planète se soit formée, 3 millions d'années après le Soleil, l'histoire de la région allait dramatiquement changer^[35]. Les résonances orbitales avec Jupiter et Saturne sont particulièrement fortes dans la ceinture d'astéroïde, et les interactions gravitationnelles avec des embryons plus massifs dispersé nombre de planétesimaux dans ces résonances. La gravité de Jupiter augmenta la vélocité de ces objets avec leurs résonances, les amenant à éclater lors des collisions avec d'autres corps, plutot qu'à s'agréger^[40].

Alors que Jupiter migré vers l'intérieur, poursuivant sa formation (voir Migration planétaire ci-dessous), les résonances auraient balayé des portions de la ceinture d'astéroïde, pertubant la dynamique de la région et accroissant la vélocité relative des corps les uns par rapport aux autres^[41]. l'action cumulée des résonances et des protoplanètes ont soit chassés les planétésimaux à la périphérie de la ceinture d'astéroïde, soit perturbé leur inclinaison et leurs excentricité orbitale^[39]^,^[42]. Certains de ces embryons massifs furent aussi éjectés par Jupiter, tandis que les autres peuvent avoir migré vers le système solaire interne et jouer un rôle dans l'accrétion finale des planètes telluriques^[39]^,^[43]^,^[44]. Durant cette période réduction primaire, les effets des planètes géantes et des protoplanètes laissèrent la ceinture d'astéroïde avec une masse totale équivalente à moins de 1% de celle de la Terre, composée principalement de petits planétésimaux^[42]. Cela representait toujours plus de 10 à 20 fois la masse de la ceinture principale actuelle, qui est d'environ 1/2000 masse terrestre^[45]. Une période de réduction secondaire qui réduisit la ceinture d'astéroïde jusqu'à sa masse actuelle est supposée être survenue lorsque Jupiter et Saturne entrèrent dans une résonnance orbitale 2:1 temporaire (voir ci-dessous).

Cette période d'impacts géants au cœur du système solaire interne joua probablement un rôle dans l'acquisition de l'eau actuellement présente sur Terre (~6^e kg) depuis l'ancienne ceinture d'astéroïdes. L'eau est trop volatile pour avoir été présente lors de la formation de la Terre et doit avoir été délivrée ultérieurement depuis des régions plus lointaines et plus froides du système solaire^[46]. L'eau fût probablement délivrée par les protoplanètes et les petits planétésimaux lancés hors de la ceinture d'astéroïdes par Jupiter^[43]. Une population de comètes de la ceinture principale découvertes en 2006 a été aussi suggérée comme une source possible à l'eau présente sur Terre^[46]^,^[47]. En comparaison, les comètes issues de la ceinture de Kuiper ou de région plus lointaines encore n'ont délivrées que 6% de l'eau présente sur Terre^[48]^[49]. L'hypothèse de Panspermie propose que la vie elle-même ait pu être déposée sur Terre de cette façon, bien que cette idée ne soit pas largement accepté par la communauté scientifique^[50]

Migration planétaire

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Du grand bombardement tardif à nos jours

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Datation

En utilisant la datation radioactive, les scientifiques évaluent l'âge du système solaire à environ 4,6 milliards d'années.
Des grains de zircon terrestres inclus dans des roches (plus récentes qu'eux) ont été datés de plus de 4,2 milliards d'années, voire jusqu'à 4,4. Les plus anciennes roches terrestres ont un âge d'environ 4 milliards d'années^[51]. Des roches de cette ancienneté sont rares, comme la croûte terrestre est constamment modelée par l'érosion, le volcanisme et la tectonique des plaques.
Pour estimer l'âge du système solaire, les scientifiques doivent utiliser des météorites qui se sont formées au début de la condensation de la nébuleuse solaire. Les plus anciennes météorites (telle que la météorite de Canyon Diablo) s’avèrent avoir un âge de 4,6 milliards d'années, par conséquent le système solaire doit au moins avoir cet âge.
La condensation du système solaire à partir de la nébuleuse primitive se serait faite relativement rapidement, en 10 millions d'années au plus.

Évolution subséquente

Article détaillé : Modèle de Nice.

On pensait tout d'abord que les planètes s'étaient formées à proximité ou dans leurs orbites actuelles. Cependant, cette représentation a subi un changement radical à la fin du XX^e siècle et au début du XXI^e siècle. Aujourd'hui, on pense que le système solaire semblait très différent de sa formation initiale, avec cinq objets au moins aussi massifs que Mercure dans le système solaire interne (contre quatre actuellement), le système solaire externe étant plus compact qu'il n'est maintenant, et la ceinture de Kuiper commençait plus loin qu'elle ne l'est à présent.
On pense aujourd'hui que les impacts de météorites représentent une part régulière (néanmoins peu fréquentes) du développement et de l'évolution du système solaire. La formation de la Lune, tout comme celle du système Pluton-Charon est le résultat d'une collision d'objets de la ceinture de Kuiper. D'autres lunes proches des astéroïdes et d'autres objets de la ceinture de Kuiper seraient aussi le produit des collisions. Que de tels entrechocs continuent à se produire, cela peut être illustré par la récente collision de la comète Shoemaker-Levy 9 avec Jupiter en juillet 1994, ou l'événement de la Toungouska le 30 juin 1908.

Évolution chaotique des orbites

L'étude des orbites des planètes s'est longtemps soldée par des échecs répétés, les observations tendant à s'écarter de tables pourtant de plus en plus précises. Ainsi l'existence de Neptune fut-elle pressentie pour corriger les errements d'Uranus. Toutefois, une fois les trajectoires des planètes correctement modélisées pour les temps actuels, la question restait posée de la régularité de ces mouvements sur le long terme. Lorsque Kepler introduit les mouvements elliptiques dans le système héliocentrique, les mouvements sont décrits comme périodiques, stables et indéfiniment réguliers. La gravitation newtonienne altère ensuite ce schéma en imposant des perturbations relatives, mais la stabilité apparente du système solaire conduit à penser que l'intervention divine maintenait la cohésion du système solaire. Laplace et Lagrange montrent enfin que les irrégularités observées ne sont guère que des oscillations légères de la forme de orbites (excentricité).

Toutefois, lorsque les calculs de trajectoires sont effectués pour des temps reculés, les solutions font intervenir des marges d'erreurs de plus en plus importantes, de sorte que le mouvement des orbites n'est plus régulier mais chaotique^[52]. Le modèle actuel montre une divergence exponentielle des trajectoires et de l'orientation des plans orbitaux. En réalité, la stabilité apparente des résultats de Laplace et Lagrange tient surtout au fait que leurs solutions étaient basées sur des équations partielles. Au-delà de quelques dizaines de millions d'années, l'incertitude sur les orbites est énorme. Au cœur de ces évolutions se trouve le phénomène de résonance orbitale, qui peut engendrer des phases critiques dans l'évolution des orbites sur le long terme (voir ainsi l'exemple de Mars et l'impact sur son climat). Toutefois, l'évolution chaotique des orbites est limitée : si on considère le critère de l'excentricité, par exemple, il est impossible de donner une valeur précise au-delà de quelques dizaines de Ma, mais on sait dans quelle fourchette de valeurs elle doit se situer. À très long terme, les modèles montrent que le système solaire a un comportement quasi-stable : concernant les orbites des planètes, J. Laskar parle ainsi de « stabilité marginale. »

Notes et références

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↑ Les masses combinées de Jupiter, Saturne, Uranus et Neptune représentent 445,6 fois la masse de la terre. La masse du matériel restant = ~5,26 masses terrestre soit 1,1% du total
↑ ^{a et b} Erreur de référence : Balise <ref> incorrecte : aucun texte n’a été fourni pour les références nommées thommes
↑ Erreur de référence : Balise <ref> incorrecte : aucun texte n’a été fourni pour les références nommées Levison2007
↑ (en) Emily Lakdawalla, « Stardust Results in a Nutshell: The Solar Nebula was Like a Blender », 2006
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↑ ^{a b et c} (en) William F. Bottke, Daniel D. Durda, David Nesvorny et al., « Linking the collisional history of the main asteroid belt to its dynamical excitation and depletion », Icarus, vol. 179,‎ 2005, p. 63–94 (DOI 10.1016/j.icarus.2005.05.017, lire en ligne [PDF])
↑ (en) R. Edgar et P. Artymowicz, « Pumping of a Planetesimal Disc by a Rapidly Migrating Planet », Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 354,‎ 2004, p. 769–772 (DOI 10.1111/j.1365-2966.2004.08238.x, lire en ligne [PDF])
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↑ Erreur de référence : Balise <ref> incorrecte : aucun texte n’a été fourni pour les références nommées Gomes
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Voir aussi

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[15] Modèle:Harvtxt

[Lineweaver2001-16] Erreur de référence : Balise <ref> incorrecte : aucun texte n’a été fourni pour les références nommées Lineweaver2001

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[sequence-23] Modèle:Harvtxt

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[sciam-26] {a b c d e et f} (en) Douglas N. C. Lin, « The Genesis of Planets », Scientific American, vol. 298, n^o 5,‎ mai 2008, p. 50–59 (DOI 10.1038/scientificamerican0508-50, lire en ligne)

[27] Staff, « How Earth Survived Birth », Astrobiology Magazine (consulté le 4 février 2010)

[28] Les masses combinées de Jupiter, Saturne, Uranus et Neptune représentent 445,6 fois la masse de la terre. La masse du matériel restant = ~5,26 masses terrestre soit 1,1% du total

[thommes-29] {a et b} Erreur de référence : Balise <ref> incorrecte : aucun texte n’a été fourni pour les références nommées thommes

[Levison2007-30] Erreur de référence : Balise <ref> incorrecte : aucun texte n’a été fourni pour les références nommées Levison2007

[31] (en) Emily Lakdawalla, « Stardust Results in a Nutshell: The Solar Nebula was Like a Blender », 2006

[32] (en) B. G. Elmegreen, « On the disruption of a protoplanetary disc nebula by a T Tauri like solar wind », Astronomy & Astrophysics, vol. 80,‎ 1979, p. 77

[33] Heng Hao, « Disc-Protoplanet interactions » [PDF], Harvard University, 24 novembre 2004 (consulté le 19 novembre 2006)

[34] Mike Brown (California Institute of Technology), « Dysnomia, the moon of Eris », Personal web site (consulté le 1^er février 2008)

[Petit2001-35] {a b et c} Jean-Marc Petit et Alessandro Morbidelli, « The Primordial Excitation and Clearing of the Asteroid Belt », Icarus, vol. 153,‎ 2001, p. 338–347 (DOI 10.1006/icar.2001.6702, lire en ligne [PDF])

[Kominami-36] {a et b} (en) Junko Kominami et Shigeru Ida, « The Effect of Tidal Interaction with a Gas Disk on Formation of Terrestrial Planets », Icarus, vol. 157, n^o 1,‎ 2001, p. 43–56 (DOI 10.1006/icar.2001.6811)

[Solomon2003-37] Sean C. Solomon, « Mercury: the enigmatic innermost planet », Earth and Planetary Science Letters, vol. 216,‎ 2003, p. 441–455 (DOI 10.1016/S0012-821X(03)00546-6)

[38] == Aujourd'hui, dans Wikipédia == Actuellement, Wikipédia compte 2 609 005 entrées encyclopédiques, dont 2 147 articles ayant obtenu le label « Article de qualité » et 3 989 articles ayant obtenu celui de « Bon article ». Pour améliorer le contenu de Wikipédia, nous vous proposons de travailler les articles ci-dessous. N'hésitez pas à ajouter des liens internes, des images, des notions encyclopédiques ou simplement corriger les fautes d'orthographe. Demandez de l'aide en cas de doute ou visitez la page des premiers pas des contributeurs.
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[39] Ælfhelm

[40] Alimentation animale

[41] Finale de la Coupe des confédérations 2009

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[54] Passage des Alpes par Hannibal (2012)

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[Bottke2005-39] {a b et c} (en) William F. Bottke, Daniel D. Durda, David Nesvorny et al., « Linking the collisional history of the main asteroid belt to its dynamical excitation and depletion », Icarus, vol. 179,‎ 2005, p. 63–94 (DOI 10.1016/j.icarus.2005.05.017, lire en ligne [PDF])

[40] (en) R. Edgar et P. Artymowicz, « Pumping of a Planetesimal Disc by a Rapidly Migrating Planet », Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 354,‎ 2004, p. 769–772 (DOI 10.1111/j.1365-2966.2004.08238.x, lire en ligne [PDF])

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[OBrien2007-42] {a et b} David O’Brien, Alessandro Morbidelli et William F. Bottke, « The primordial excitation and clearing of the asteroid belt—Revisited », Icarus, vol. 191,‎ 2007, p. 434–452 (DOI 10.1016/j.icarus.2007.05.005, lire en ligne [PDF])

[Raymond2007-43] {a et b} (en) Sean N. Raymond, Thomas Quinn et Jonathan I. Lunine, « High-resolution simulations of the final assembly of Earth-like planets 2: water delivery and planetary habitability », Astrobiology, vol. 7, n^o 1,‎ 2007, p. 66–84 (PMID 17407404, DOI 10.1089/ast.2006.06-0126, lire en ligne)

[44] Susan Watanabe, « Mysteries of the Solar Nebula », NASA, 20 juillet 2001 (consulté le 2 avril 2007)

[Krasinsky2002-45] (en) Georgij A. Krasinsky, Elena V. Pitjeva, M. V. Vasilyev et E. I. Yagudina, « Hidden Mass in the Asteroid Belt », Icarus, vol. 158, n^o 1,‎ juillet 2002, p. 98–105 (DOI 10.1006/icar.2002.6837, lire en ligne)

[Hsieh2006-46] {a et b} Henry H. Hsieh et David Jewitt, « A Population of Comets in the Main Asteroid Belt », Science, vol. 312, n^o 5773,‎ 23 mars 2006, p. 561–563 (PMID 16556801, DOI 10.1126/science.1125150)

[47] Francis Reddy, « New comet class in Earth's backyard », astronomy.com, 2006 (consulté le 29 avril 2008)

[Gomes-48] Erreur de référence : Balise <ref> incorrecte : aucun texte n’a été fourni pour les références nommées Gomes

[49] (en) A. Morbidelli, J. Chambers, J. I. Lunine, J. M. Petit, F. Robert, G. B. Valsecchi et K. E. Cyr, « Source regions and timescales for the delivery of water to the Earth », Meteoritics & Planetary Science, vol. 35,‎ 2000, p. 1309 (ISSN 1086–9379^{[à vérifier : ISSN invalide]})

[50] (en) Florence Raulin-Cerceau, Marie-Christine Maurel et Jean Schneider, « From Panspermia to Bioastronomy, the Evolution of the Hypothesis of Universal Life », Origins of Life and Evolution of Biospheres, Springer Netherlands, vol. 28,‎ 1998, p. 597–612 (DOI 10.1023/A:1006566518046)

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 === Ceinture d'astéroïdes ===
+La bordure extérieure de la région tellurique, entre 2 et 4 AU du Soleil, est appelé la [[ceinture d'astéroïde]]. La ceinture d'astéroïde initiale contenait suffisamment de matière pour former 2 à 3 planètes Terre, et, en effet, un grand nombre de [[planétésimal|planétésimaux]] s'y sont formés. Comme pour les planètes telluriques, les planétésimaux de cette région ont plus tard fusionné et formé 20 à 30 Lunes ayant la taille de la protoplanète Marsienne<ref name=Bottke2005>{{article|langue=en|prénom1=William F. |nom1=Bottke |prénom2=Daniel D. |nom2=Durda |prénom3=David |nom3=Nesvorny |nom4=al. | titre=Linking the collisional history of the main asteroid belt to its dynamical excitation and depletion |journal=Icarus |volume=179 |pages=63–94 |année=2005 |doi=10.1016/j.icarus.2005.05.017 | url texte=http://www.boulder.swri.edu/~bottke/Reprints/Bottke_Icarus_2005_179_63-94_Linking_Collision_Dynamics_MB.pdf|format=PDF }}</ref>. Néanmoins, la proximité de Jupiter signifiait qu'après que cette planète se soit formée, 3 millions d'années après le Soleil, l'histoire de la région allait dramatiquement changer<ref name=Petit2001>{{article|prénom1=Jean-Marc |nom1=Petit |prénom2=Alessandro |nom2=Morbidelli |titre=The Primordial Excitation and Clearing of the Asteroid Belt |journal=Icarus |volume=153 | pages=338–347 |année=2001 |doi=10.1006/icar.2001.6702 | url texte=http://www.gps.caltech.edu/classes/ge133/reading/asteroids.pdf |format=PDF }}</ref>. Les [[Résonance orbitale|résonances orbitales]] avec Jupiter et Saturne sont particulièrement fortes dans la ceinture d'astéroïde, et les interactions gravitationnelles avec des embryons plus massifs dispersé nombre de planétesimaux dans ces résonances. La gravité de Jupiter augmenta la vélocité de ces objets avec leurs résonances, les amenant à éclater lors des collisions avec d'autres corps, plutot qu'à s'agréger<ref>{{article |langue=en |prénom1=R. |nom1=Edgar |prénom2=P. |nom2=Artymowicz |titre=Pumping of a Planetesimal Disc by a Rapidly Migrating Planet |journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society |année=2004 |volume=354 |pages=769–772 | url texte=http://www.utsc.utoronto.ca/~pawel/edgar+artymowicz.pdf | format=PDF | date d'accès=2008-05-12 | doi = 10.1111/j.1365-2966.2004.08238.x}}</ref>.
-{{...}}
+Alors que Jupiter migré vers l'intérieur, poursuivant sa formation (voir [[#Migration planétaire|Migration planétaire]] ci-dessous), les résonances auraient balayé des portions de la ceinture d'astéroïde, pertubant la dynamique de la région et accroissant la vélocité relative des corps les uns par rapport aux autres<ref>{{article |langue=en |prénom1=E. R. D. | nom1=Scott | titre=Constraints on Jupiter's Age and Formation Mechanism and the Nebula Lifetime from Chondrites and Asteroids | collection = Proceedings 37th Annual Lunar and Planetary Science Conference | éditeur = Lunar and Planetary Society | année=2006 | location = League City, Texas | url résumé=http://adsabs.harvard.edu/abs/2006LPI....37.2367S | date d'accès = 2007-04-16}}</ref>. l'action cumulée des résonances et des protoplanètes ont soit chassés les planétésimaux à la périphérie de la ceinture d'astéroïde, soit perturbé leur [[inclinaison]] et leurs [[excentricité orbitale]]<ref name=Bottke2005/>{{,}}<ref name=OBrien2007/>. Certains de ces embryons massifs furent aussi éjectés par Jupiter, tandis que les autres peuvent avoir migré vers le système solaire interne et jouer un rôle dans l'accrétion finale des planètes telluriques<ref name=Bottke2005/>{{,}}<ref name=Raymond2007/>{{,}}<ref>{{cite web| author= Susan Watanabe| date=20 July 2001| url =http://www.jpl.nasa.gov/news/features.cfm?feature=520| title =Mysteries of the Solar Nebula| publisher = NASA| accessdate = 2007-04-02}}</ref>. Durant cette période réduction primaire, les effets des planètes géantes et des protoplanètes laissèrent la ceinture d'astéroïde avec une masse totale équivalente à moins de 1% de celle de la Terre, composée principalement de petits planétésimaux<ref name=OBrien2007>{{article|prénom1=David |nom1=O’Brien |prénom2=Alessandro |nom2=Morbidelli |prénom3=William F. |nom3=Bottke |titre=The primordial excitation and clearing of the asteroid belt—Revisited |journal=Icarus |volume=191 |pages=434–452 |année=2007 |doi=10.1016/j.icarus.2007.05.005 |format=PDF |url texte=http://www.boulder.swri.edu/~bottke/Reprints/OBrien_2007_Icarus_191_434_Primordial_Excitation_Clearing_Asteroid_Belt.pdf |doi_brokendate= 2010-01-08}}</ref>. Cela representait toujours plus de 10 à 20 fois la masse de la ceinture principale actuelle, qui est d'environ 1/2000 masse terrestre<ref name=Krasinsky2002>{{article |langue=en |prénom1=Georgij A. |nom1=Krasinsky |prénom2=Elena V. |nom2=Pitjeva |prénom3=M. V. |nom3=Vasilyev |prénom4=E. I. |nom4=Yagudina | url texte=http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-bib_query?bibcode=2002Icar..158...98K&amp;db_key=AST&amp;data_type=HTML&amp;format=&amp;high=4326fb2cf906949 |titre=Hidden Mass in the Asteroid Belt |journal=Icarus |volume=158 |numéro=1 |pages=98–105 |mois=Juillet |année=2002 |doi=10.1006/icar.2002.6837}}</ref>. Une période de réduction secondaire qui réduisit la ceinture d'astéroïde jusqu'à sa masse actuelle est supposée être survenue lorsque Jupiter et Saturne entrèrent dans une résonnance orbitale 2:1 temporaire (voir ci-dessous).
+Cette période d'impacts géants au cœur du système solaire interne joua probablement un rôle dans l'acquisition de l'eau actuellement présente sur Terre (~6{{e|21}} kg) depuis l'ancienne ceinture d'astéroïdes. L'eau est trop volatile pour avoir été présente lors de la formation de la Terre et doit avoir été délivrée ultérieurement depuis des régions plus lointaines et plus froides du système solaire<ref name=Hsieh2006 />. L'eau fût probablement délivrée par les protoplanètes et les petits planétésimaux lancés hors de la ceinture d'astéroïdes par Jupiter<ref name=Raymond2007>{{article |langue=en |prénom1=Sean N. |nom1=Raymond |prénom2=Thomas |nom2=Quinn |prénom3=Jonathan I. |nom3=Lunine |titre=High-resolution simulations of the final assembly of Earth-like planets 2: water delivery and planetary habitability |journal=Astrobiology |volume=7 |pages=66–84 |année=2007 | doi=10.1089/ast.2006.06-0126 | url texte=http://adsabs.harvard.edu/abs/2007AsBio...7...66R | pmid=17407404 | numéro=1}}</ref>. Une population de [[comète]]s de la ceinture principale découvertes en 2006 a été aussi suggérée comme une source possible à l'eau présente sur Terre<ref name=Hsieh2006>{{article|titre=A Population of Comets in the Main Asteroid Belt|prénom1=Henry H. |nom1=Hsieh |prénom2=David |nom2=Jewitt | journal=Science |jour=23 |mois=Mars |année=2006 |volume=312 |numéro=5773 |pages=561–563 | doi=10.1126/science.1125150| url résumé=http://www.sciencemag.org/cgi/content/abstract/312/5773/561 |date d'accès=2008-04-05 |pmid=16556801}}</ref>{{,}}<ref>{{cite web|title=New comet class in Earth's backyard|url=http://www.astronomy.com/asy/default.aspx?c=a&id=4100| work=astronomy.com|author=Francis Reddy|year=2006|accessdate=2008-04-29}}</ref>. En comparaison, les [[comète]]s issues de la ceinture de Kuiper ou de région plus lointaines encore n'ont délivrées que 6% de l'eau présente sur Terre<ref name="Gomes"/><ref>{{article |langue=en | prénom1=A. | nom1=Morbidelli |prénom2=J. |nom2=Chambers |prénom3=J. I. |nom3=Lunine |prénom4=J. M. |nom4=Petit |prénom5=F. |nom5=Robert |prénom6=G. B. |nom6=Valsecchi |prénom7=K. E. |nom7=Cyr | titre=Source regions and timescales for the delivery of water to the Earth | journal=Meteoritics & Planetary Science | volume=35 | pages=1309 | issn= 1086–9379 | année=2000 }}</ref>. L'hypothèse de [[Panspermie]] propose que la vie elle-même ait pu être déposée sur Terre de cette façon, bien que cette idée ne soit pas largement accepté par la communauté scientifique<ref>{{article|langue=en|titre=From Panspermia to Bioastronomy, the Evolution of the Hypothesis of Universal Life|prénom1=Florence |nom1=Raulin-Cerceau |prénom2=Marie-Christine |nom2=Maurel |prénom3=Jean |nom3=Schneider |éditeur=Springer Netherlands|journal=Origins of Life and Evolution of Biospheres|année=1998|volume=28|doi=10.1023/A:1006566518046 | pages=597–612|url résumé=http://www.springerlink.com/content/m1t14rtr7372tp22/|date d'accés=2007-12-19}}</ref>
 === Migration planétaire ===