Evolution de la nébuleuse protosolaire : du gaz aux premiers grains
Remontez le temps pour comprendre comment en plusieurs millions d’années, de simples gaz ont formé des planètes. Guy Libourel, François Robert, Gérard Manhès et Anne Dutrey nous font part des dernières connaissanaces à ce sujet. Voici la deuxième émission d’une série de quatre dédiée à la formation du système solaire.
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Origine des premiers solides dans les nébuleuses
Guy Libourel, Centre de recherches pétrographiques et géochimiques (CNRS) et Ecole nationale supérieure de géologie, Vandoeuvre-lès-Nancy.
Depuis Urey (1952), la variabilité des compositions des corps planétaires de notre système solaire est interprétée comme le résultat d'un processus de condensation (nucléation et croissance de grains à partir d'un gaz) généralisé du gaz nébulaire primordial au sein de la nébuleuse protosolaire. Même si, à l'heure actuelle, certains modèles remettent en cause ces variations chimiques héliocentriques, il n'en reste pas moins que les processus de condensation demeurent les seuls susceptibles d'expliquer la nature des premiers matériaux formés dans notre système solaire (comme par exemple les inclusions réfractaires) ainsi que la diversité minéralogique et chimique des météorites les plus primitives. Ces mêmes processus de condensation gaz-solide sont également invoqués pour expliquer la formation de la poussière interstellaire à partir des émissions des géantes rouges ou des supernovae, poussière qui, on le sait, joue un rôle fondamental dans la physique (transfert de chaleur) et la chimie du milieu interstellaire ainsi que la formation des étoiles. Nous présenterons ici les avancées récentes de ce vaste domaine en mettant l'accent sur l'apport des techniques expérimentales.
La matière organique des météorites
François Robert, Muséum national d’histoire naturelle Paris
Les météorites carbonées renferment un polymère organique insoluble dont la structure moléculaire a été déterminée ces dix dernières années en confrontant les résultats de nombreuses techniques analytiques. La taille des unités aromatiques et leur taux de substitution, la longueur des chaînes aliphatiques et leur ramification, la spéciation de l'azote, du soufre et de l'oxygène, la composition isotopique de l'hydrogène à l'échelle de la liaison chimique, la place des gaz rares dans l'architecture moléculaire, la distribution des radicaux et des di-radicaux à l'échelle moléculaire, signent les conditions de cette organo-synthèse autour du soleil en formation.
Chronologie à l'aide des radioactivités de courte et longue période
Gérard Manhès, Institut de physique du globe de Paris
Mesurer la radioactivité des roches extraterrestre permet d’établir le temps nécessaire pour que le gaz passe à l’état de grains (planétésimaux)
Cela va de 15 ,9 millions d’années à 109 millions d’années. Mais encore faut-il pour cela déterminer un âge absolu !
Depuis une vingtaine d’années, on sait établir l’âge des météorites, grâce au rapport isotopique des roches :
- 2 millions d’années sont nécessaires à la formation des chondrites
- Il faut attendre jusqu’à 100 millions d’années pour que les accrétions de chondrites forment des planètes.
Actuellement, on cherche à valider et interpréter leur âge radiométrique. Les chercheurs attendent beaucoup des missions spatiales Vesta et Phobos… (2009-2012).
Quelques roches extraterrestres témoins :
- CV3 Allende
- CI Orgueil
- Météorite de fer Toluca
Durée de vie des disques autour des étoiles jeunes
Anne Dutrey, Observatoire de Bordeaux (OASU/L3AB/ERA), Floirac
Les disques de gaz et de poussières orbitant autour des étoiles de type T. Tauri (qui sont les précurseurs des étoiles de type solaire) sont des laboratoires uniques pour tenter de comprendre les processus de formation des planètes. Anne Dutrey présente les contraintes apportées par l'observation du gaz et des poussières dans ces objets lointains sur les processus de formation planétaire en insistant plus particulièrement sur la durée de vie des disques.
