TERRE Formation
Modèles de formation de la Terre
Les deux modèles de formation de la Terre
Encyclopædia Universalis France
Deux modes de formation des planètes sont généralement évoqués. Le premier est une accrétion par collisions de petits corps (les planétésimaux) du disque protoplanétaire entourant la jeune étoile, qui vont former des objets plus massifs, appelés protoplanètes. Ces dernières vont à leur tour, par collisions géantes, donner les planètes. Ce processus peut continuer après la disparition du gaz du disque. Dans le second mode de formation, la planète croît directement en capturant une partie des poussières qui migrent dans le disque vers l’étoile centrale en raison des forces de friction avec le gaz. Selon ce dernier scénario, une planète doit forcément se former avant la disparition du disque de gaz et être constituée principalement de matière provenant du disque externe (du fait de la migration des poussières vers l’étoile). Ce mode de croissance par capture de poussières ne semble pas être prépondérant pour la Terre pour deux raisons. Tout d’abord, il implique une durée de formation beaucoup plus rapide que celle déduite de l’analyse présentée auparavant. Ensuite, les propriétés isotopiques des météorites permettent de discerner quelles fractions de la masse terrestre proviennent des parties internes et externes du système solaire. En effet, parmi les météorites, on distingue deux groupes, dénommés chondrites carbonées (CC) et chondrites non carbonées (NC), qui présentent des propriétés isotopiques différentes. Bien que les corps parents de ces météorites se trouvent tous désormais dans la ceinture principale des astéroïdes, les caractéristiques chimiques et isotopiques suggèrent que les corps CC se soient formés au-delà de l’orbite de Jupiter. Or, l’analyse isotopique de divers éléments chimiques montre que la Terre est un objet très différent des météorites CC, ce matériel ne représentant tout au plus que 2 à 5 % de sa masse. Cela exclut donc la possibilité qu’une partie importante de la matière terrestre provienne du système solaire externe.
Le mode de formation de la Terre à partir d'un disque de planétésimaux et protoplanètes a fait l’objet de nombreuses simulations numériques. Ces modélisations d’interactions de différents corps qui orbitent autour du Soleil montrent qu’une poignée de planètes telluriques peut se former à la suite de multiples impacts géants sur une échelle de temps de dizaines de millions d’années, conformément aux datations déjà mentionnées. Cependant, malgré leur succès, ces simulations numériques produisent généralement une planète Mars trop massive.
Certaines simulations montrent toutefois que le rapport de masse entre Mars et la Terre peut être reproduit par des scénarios invoquant un déficit de masse du disque de planétésimaux au-delà d’une unité astronomique du Soleil. Les scénarios proposés restituent avec succès la distribution de masse des planètes telluriques et la différence entre les temps de formation de Mars et la Terre. La planète Mars y est alors interprétée comme une protoplanète qui aurait peu évolué depuis sa formation. Malgré leur potentiel, ces simulations présentent des faiblesses, notamment pour expliquer les différences de composition chimique et isotopique entre la Terre et Mars, puisque leur formation se fait à partir de matériaux bien mélangés ou homogènes.
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Écrit par
- Guy LIBOUREL : professeur des Universités, université de Côte d'Azur
- Alessandro MORBIDELLI : directeur de recherche CNRS à l'Observatoire de la Côte d'Azur, Nice
Classification
Médias
Masse et rayon de quelques planètes extrasolaires (avec leur marge d’erreur)
Encyclopædia Universalis France
Quelques exoplanètes dites super-Terres et zone habitable
Encyclopædia Universalis France
Propriétés isotopiques des météorites connues de Mars et de la Terre
Encyclopædia Universalis France
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