PLANÉTAIRES SYSTÈMES

L'apport des météorites

La cosmogonie moderne repose sur l'emploi de techniques d'analyse théorique ou numérique très sophistiquées. Grâce aux simulations, il est désormais possible de conduire des expériences numériques qui autorisent l'étude de phénomènes d'une grande complexité. La ceinture des astéroïdes et les anneaux des planètes, en particulier, constituent un laboratoire idéal pour tester les modèles élaborés par les dynamiciens. En outre, l'étude des météorites permet de contraindre fortement les modèles de formation des planètes. Celles-ci sont en effet des corps composites témoins de leur temps, dans la mesure où elles sont également issues de la nébuleuse primitive proprement dite. Nombre d'entre elles sont constituées d'alliages d'éléments réfractaires (molybdène, rhénium, tungstène) et d'éléments du groupe du platine (platine, osmium, iridium, rhodium), dont on ne connaît, pour certains, aucune présence par ailleurs.

Les chondrites, aérolithes pierreux contenant moins de 35 p. 100 de métal, constituent la famille la plus ancienne des météorites, l'agglomération des composantes qui forment la roche n'ayant pas subi de transformation notable depuis 4,65 milliards d'années. Leur étude est ainsi riche de renseignements sur la nature de la nébuleuse primitive et sur la vitesse à laquelle les condensations se sont faites. Elles sont composées de chondrules, sphères microscopiques de différents minéraux formant un conglomérat météoritique. On trouve dans les chondrites des globules provenant du refroidissement d'un minéral fondu, au sein d'une matrice faite de fragments minéraux avec des arêtes aiguës, ce qui indiquerait un processus de fracture par collision : la formation des premiers planétésimaux du système solaire semble donc bien être le résultat d'une suite de processus d'accrétion et de fragmentation par collision, aboutissant à la formation des noyaux des planètes gazeuses (Jupiter, Saturne...) et des planètes solides (fig. 2).

L'étude de la composition chimique des planètes, comparée à celle du Soleil, permet de se faire une bonne idée de la masse de la nébuleuse primitive. D'une part, on peut admettre que la condensation primordiale ait eu lieu dans les gaz éjectés par les étoiles. Celle-ci devait être chimiquement assez proche du Soleil, bien que l'analyse des météorites montre qu'un appauvrissement en gaz léger aurait eu lieu. D'autre part, compte tenu des abondances observées dans les planètes telluriques (fer, silicium), il faudrait que la nébuleuse primitive ait été relativement dense, ou bien qu'elle ait assez rapidement accrété beaucoup de poussière. À la suite de petites instabilités gravitationnelles, des conglomérats de poussière se forment, pour aboutir aux premiers embryons des planètes actuelles. Certaines, ayant un noyau solide assez dense, procèdent à une capture lente mais systématique des gaz, aboutissant aux planètes géantes, tandis que les autres, aux noyaux trop peu denses, forment les planètes telluriques. Toutefois, l'examen des planètes telluriques montre des diversités d'évolution pour Vénus, la Terre et Mars. Si l'atmosphère des grosses planètes a procédé de la capture des gaz par un cœur solide, l'atmosphère d'une planète tellurique résulte d'un dégazage de la planète lors de son refroidissement.