Pourquoi les planètes les plus proches du Soleil sont les plus petites

Source - © 2001 NASA

Figure 1. Représentation artistique du nuage primitif

Ce dernier était initialement un vaste nuage de gaz en contraction. Ce gaz était composé essentiellement (à 99%) d'hydrogène et d'hélium, les deux gaz formés lors de la nucléosynthèse primordiale (lors du Big Bang).

Les autres éléments étaient présents à l'état de traces uniquement. En effet, tout élément de la classification en dehors de H et He est formé au coeur des étoiles. C'est seulement dans ces corps que les conditions de pression et de température sont réunies pour permettre la fusion des noyaux d'hydrogène et d'hélium et former ainsi des noyaux plus lourds comme O, Si, C, etc.

Le nuage nébulaire primitif était donc issu d'hydrogène et d'hélium de la nucléosynthèse primitive et de gaz injectés lors de la mort d'étoiles extérieures de courte durée de vie. Par ailleurs, on comprend facilement que plus un noyau est lourd, plus il faut de noyaux d'hydrogène et d'hélium pour le former.

En d'autres termes, si l'on dispose d'une quantité n d'hydrogène, on ne pourra faire que n/16 noyaux d'oxygène (masse atomique 16) (en supposant une conversion complète de l'hydrogène en oxygène). Si maintenant on rajoute le fait que les conversions ne sont jamais complètes, on comprend pourquoi les éléments de gros noyaux sont plus rares que les autres à noyau plus petit.

Autrement dit, plus un noyau est de taille importante et plus sa probabilité d'apparition est faible car cela suppose la rencontre et la collision d'un grand nombre de noyaux. Le nuage primitif était donc très abondant en H, He, comparativement à O, Si, Mg, etc.

Source - © 2001 NASA

Figure 2. Représentation artistique du scénario hypothétique de formation du système solaire à partir du nuage primitif

Ce nuage, sous son propre poids, s'est ensuite contracté : la température et la pression au coeur du nuage sont maximales et décroissent radialement. C'est à ce moment-là également que commence la condensation des poussières nébulaires : les éléments contenus dans le nuage de gaz se condensent en particules. Ces dernières restent ensuite en suspension sur leur lieu de formation.

Dans le cœur du nuage (aux plus fortes températures) seuls les éléments réfractaires (éléments qui ont une température de condensation élevée) se condensent; ces éléments sont tous de masse atomique élevée : c'est-à-dire que dans le cœur du nuage, les particules ne se forment qu'à partir des éléments les moins abondants dans le gaz nébulaire comme Si, Mg, Ca. Plus on s'éloigne du cœur du nuage, et plus la température diminue : en conséquence, les éléments réfractaires continuent toujours de se condenser. Toutefois, à partir d'une certaine distance du centre du nuage, on atteint une température critique suffisamment basse pour que commence la condensation de l'eau. Cette molécule contient deux éléments relativement abondants : l'hydrogène (comme nous l'avons expliqué au-dessus) et l'oxygène qui est beaucoup plus abondant que Si, Mg ou tout autre élément présent dans les poussières silicatées. Dès lors, des quantités importantes de glace d'eau vont se former et complètement diluer les poussières silicatées.

Par la suite, les poussières d'une même orbite vont s'agglomérer pour former les planètes; celles qui se trouvent à proximité du soleil ne sont formées que de poussières silicatées, celles qui se trouvent assez loin (à partir de Jupiter) sont formées d'une grande quantité de glace d'eau et de silicates.

Source - © 2001 NASA

Figure 3. Représentation artistique de la formation des planètes par agglomération des poussières

Les planètes silicatées (au centre du système solaire) vont rester de petite taille, faiblement attractives en terme de gravité contrairement aux planètes les plus externes. Lorsque le soleil s'allume (déclenchement des réactions nucléaires internes), apparaît un vent solaire, véritable souffle de particules émises par notre étoile. Ce vent va balayer les gaz nébulaires résiduels qui vont être chassés à la périphérie du système solaire.

Une partie de ces gaz va être capturée par les planètes géantes bénéficiant d'une forte gravité de surface. A l'inverse, les petites planètes silicatées proches du soleil ne sont pas assez massives pour retenir une pellicule de dihydrogène à leur périphérie.

Conséquence : les planètes externes sont de grande taille, massiques, constituées de glaces d'eau et de dihydrogène. Les planètes internes sont petites, silicatées et n'ont pas de dihydrogène dans leur atmosphère.

Source - © 1995 Calvin J. Hamilton

Figure 4. Le système solaire et ses planètes