« Formation et évolution du Système solaire » : différence entre les versions
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[[Fichier:EvolutionSystèmeSolaire-fragment1.png|redresse=3.2|vignette|centre|Illustration des étapes clefs préalable à la formation du Système solaire.<br>Cette illustration est construite à partir de photos issues d'évènements similaires à ceux discutés, mais observés ailleurs dans l'Univers.]]
Selon l'hypothèse de la nébuleuse présolaire, le [[Système solaire]] s'est formé à la suite de l'[[effondrement gravitationnel]] d'un fragment d'un [[nuage moléculaire]] de plusieurs années-lumière de diamètre<ref name="Arizona">{{lien web|langue=en|titre=Lecture 13: The Nebular Theory of the origin of the Solar System|url=http://atropos.as.arizona.edu/aiz/teaching/nats102/mario/solar_system.html |auteur=Ann Zabludoff |éditeur=University of Arizona |consulté le=27 décembre 2006 |date=printemps 2003}}.</ref>. {{quand|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 [[météorite]]s a révélé des traces d'isotopes à [[demi-vie]] réduite, tels que le {{lnobr|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 [[supernova]]s se sont produites dans le voisinage du Soleil alors qu'il se formait. Une [[onde de choc]] résultant d'une supernova pourrait avoir déclenché la formation du Soleil en créant des régions plus denses au sein du nuage, au point d'initier son effondrement. Parce que seules les étoiles massives à courte durée de vie forment des supernovas, le Soleil serait apparu dans une large région de production d'étoiles massives, sans doute comparable à la [[nébuleuse d'Orion]]<ref name=cradle>{{Article| langue=en |année=2004|prénom1=J. Jeff |nom1=Hester|prénom2=Steven J.|nom2=Desch|prénom3=Kevin R.|nom3=Healy|prénom4=Laurie A.|nom4=Leshin| titre= The Cradle of the Solar System|journal=Science| date=21 Mai 2004 | pages= 1116–1117 | volume=304 | doi=10.1126/science.1096808 | pmid=15155936|numéro=5674}}.</ref>{{,}}<ref name=iron>{{Article |langue=en |journal=Science | année=2007|volume=316|numéro= 5828 |pages=1178–1181| doi=10.1126/science.1141040| titre=Evidence for a Late Supernova Injection of <sup>60</sup>Fe into the Protoplanetary Disk| prénom1=Martin |nom1=Bizzarro|prénom2=David|nom2=Ulfbeck|prénom3=Anne|nom3=Trinquier|prénom4=Kristine|nom4=Thrane|prénom5=James N.|nom5=Connelly|prénom6=Bradley S.|nom6=Meyer| résumé en ligne= http://www.sciencemag.org/cgi/content/abstract/316/5828/1178| pmid=17525336}}.</ref>. 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-lumière et représentant une masse collective équivalente à {{unité|3000}} fois celle du Soleil<ref>{{Article |langue=en |titre=The Lost Siblings of the Sun|prénom1= Simon F.|nom1=Portegies Zwart|journal=Astrophysical Journal|année=2009|volume=696|numéro= L13-L16| doi= 10.1088/0004-637X/696/1/L13|pages=L13}}.</ref>. Différentes simulations d'un Soleil jeune, interagissant avec des étoiles passant à proximité durant les 100 premiers millions d'années de sa vie, produisent des orbites anormales. De telles orbites sont observées dans le Système solaire externe, notamment celles des [[Disque des objets épars|objets épars]]<ref>{{Article |langue=en |titre= The formation of the Oort cloud in open cluster environments |prénom1=Nathan A. |nom1=Kaib |prénom2=Thomas |nom2=Quinn |journal=Icarus |volume=197 |numéro=1 |année=2008 |pages=221–238 |doi=10.1016/j.icarus.2008.03.020}}.</ref>. [[Fichier:M42proplyds.jpg|vignette|gauche|Disques protoplanétaires de la [[nébuleuse d'Orion]], une « pouponnière d'étoiles » d'une [[année-lumière]] de diamètre, très similaire à la nébuleuse primordiale où le [[Soleil]] s'est formé. Image issue du [[Hubble (télescope spatial)|télescope spatial ''Hubble'']].]]
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Uranus et Neptune sont supposées s'être formées après Jupiter et Saturne. Le puissant [[vent solaire]] a alors soufflé au loin l'essentiel du matériel du disque. En conséquence, les planètes n'ont l'opportunité d'accumuler qu'une petite quantité d'hydrogène et d'hélium {{incise|pas plus d'une [[masse terrestre (unité)|masse terrestre]] chacune|.}}. Uranus et Neptune sont parfois qualifiées de {{citation étrangère|lang=en|failed cores}}, c'est-à-dire de « noyaux ratés »<ref name="thommes"/>. Le problème central que rencontrent les différentes théories de la formation du Système solaire est associé à l'échelle de temps nécessaire à leur formation. Là où sont situées les planètes, il leur aurait fallu une centaine de millions d'années pour agréger leurs noyaux. Cela signifie qu'Uranus et Neptune se sont probablement formées plus près du Soleil, près de Saturne ou peut-être même entre celle-ci et Jupiter, et qu'elles ont migré, plus tard, vers l'extérieur (voir [[#Migration planétaire|Migration planétaire]] ci-dessous)<ref name="thommes"/>{{,}}<ref name=Levison2007/>. Tous les mouvements dans la zone des planétésimaux n'étaient pas nécessairement dirigés vers le Soleil ; les échantillons que la [[Stardust (sonde spatiale)|sonde ''{{lang|en|Stardust}}'']] a rapportés de la [[81P/Wild|comète {{nobr|Wild 2}}]] suggèrent que les matériaux de la prime formation du Système solaire ont migré depuis les régions les plus chaudes du système vers les régions de la [[ceinture de Kuiper]]<ref>{{Lien web |langue=en |année=2006 |prénom1=Emily |nom1=Lakdawalla | site =The Planetary Society |titre=Stardust Results in a Nutshell: The Solar Nebula was Like a Blender| url=http://www.planetary.org/blog/article/00000735/| date=2 janvier 2007}}.</ref>.
Après environ quatre millions d'années<ref>{{Article|langue=en|nom1=Wang|prénom1=Huapei|nom2=Weiss|prénom2=Benjamin P.|nom3=Bai|prénom3=Xue-Ning|nom4=Downey|prénom4=Brynna G.|nom5=Wang|prénom5=Jun|nom6=Wang|prénom6=Jiajun|nom7=Suavet|prénom7=Clément|nom8=Fu|prénom8=Roger R.|nom9=Zucolotto|prénom9=Maria E.|titre=Lifetime of the solar nebula constrained by meteorite paleomagnetism|journal=Science|lien périodique=Science (revue)|année=2017|mois=02|volume=355|numéro=6325|pages=623-627|doi=10.1126/science.aaf5043|bibcode=2017Sci...355..623W}}</ref>, tout le gaz et toutes les poussières du disque protoplanétraire sont dissipées du fait de l'accrétion sur le Soleil et des vents stellaires du jeune Soleil. Passé ce point, il ne reste que les [[Planétésimal|planétésimaux]]. la planète Terre n`est pas totalement plate parce que quand la rotation de la Terre est finis il y a peut de micros bouts qui s'enleve
== Évolution ultérieure ==
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