Les deux modèles de formation de la Terre
Au temps t = 0 (il y a 4,567 milliards d'années) de la frise chronologique du système solaire, le disque est composé de gaz chauds. Au bout d'un million d'années (1 Ma), des planétésimaux de taille variée se forment. Dans le modèle de formation des planètes telluriques par accrétion des planétésimaux (en a), ces derniers ont une nature isotopique analogue aux chondrites carbonées (CC) dans la partie externe du disque et aux chondrites non carbonées (NC) dans la partie interne. Jupiter se forme à la frontière entre ces deux populations d'objets, à partir de corps CC. La formation de Jupiter injecte des corps CC dans la partie interne du disque. Par accrétion de planétésimaux, des protoplanètes se forment et grossissent. Cette croissance continue après la disparition du disque de gaz (5 Ma) et celle de la Terre s'étale sur près de 50 Ma. Seuls les planétésimaux dans la ceinture des astéroïdes entre Mars et Jupiter survivent à ce jour. Dans le modèle de capture de poussières (en b), il y a initialement peu de planétésimaux dans la partie interne du disque. Un grand flux de poussières provenant de la partie externe du disque se dirige vers sa partie interne et alimente la croissance de cinq des planétésimaux pour former Mercure, Vénus, la Terre, Théia et Mars. Étant donné la nature CC de ces poussières, la composition des planètes majeures que sont Vénus et la Terre se modifie et s'enrichit en CC. Le flux de poussières s'arrête à la formation de Jupiter, marquant ainsi la fin de la croissance des planètes telluriques. À la disparition du gaz, la formation du système solaire est presque terminée. Seule la collision entre la Terre et Théia change la population des planètes telluriques, et forme la Lune, après 50 Ma.
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