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- L'hypothèse de la nébuleuse solaire est le modèle le plus communément accepté pour expliquer la formation et l'évolution du Système solaire. L'hypothèse suggère que le Système solaire s'est formé à partir de matière provenant d'une nébuleuse. Cette théorie a été développée par Emmanuel Kant et a été publiée dans son texte intitulé (en). Originellement appliqué seulement au Système solaire, ce processus de formation des systèmes planétaires est aujourd'hui largement considéré comme étant à l'œuvre dans l'ensemble de l'Univers. La variante moderne la plus acceptée de cette théorie est le modèle du disque de la nébuleuse solaire (MDNS) ou, plus simplement, modèle de la nébuleuse solaire. Cette hypothèse de la nébuleuse offre plusieurs explications sur une grande variété de propriétés que possède le Système solaire, incluant les orbites quasi circulaires et coplanaires des planètes, et leur mouvement dans la même direction que la rotation du Soleil. Aujourd'hui, quelques éléments de l'hypothèse de la nébuleuse se retrouvent dans les théories modernes de la formation des planètes, mais la majorité de ses éléments ont toutefois été mis de côté. Selon l'hypothèse de la nébuleuse, les étoiles se forment dans des nuages très massifs et denses d'hydrogène moléculaire – des nuages moléculaires géants. Ces nuages sont gravitationnellement instables et la matière qui s'y amalgame se regroupe en petits amas plus denses, qui à leur tour tournent, s'effondrent, et forment des étoiles. La formation des étoiles est un processus complexe qui produit toujours un disque protoplanétaire gazeux autour de la jeune étoile. Ce processus peut éventuellement donner naissance à des planètes dans certaines circonstances qui ne sont pas encore très bien connues. La formation des systèmes planétaires est donc considérée comme étant un résultat naturel de la formation des étoiles. Une étoile comme le Soleil prend approximativement 1 million d'années à se former, avec un disque protoplanétaire qui évoluera en un système planétaire après 10 à 100 millions d'années. Le disque protoplanétaire est un disque d'accrétion qui nourrit l'étoile en son centre. Initialement très chaud, le disque se refroidit avec le temps en ce qui est connu comme une étape d'étoile variable de type T Tauri ; ici, la formation de petits grains de poussière faits de roche et de glace est possible. Les grains peuvent éventuellement se coaguler en planétésimaux dont la grandeur peut atteindre le kilomètre. Si le disque est assez massif, l'accrétion exponentielle peut alors commencer, résultant en une formation rapide — 100 000 à 300 000 ans — d'embryons planétaires, qui peuvent varier de la taille d'un satellite naturel jusqu'à celle de Mars. Plus près de l'étoile, les embryons planétaires entrent dans un stade de fusionnement violent, produisant des planètes telluriques. Cette dernière étape peut prendre environ 100 millions à un milliard d'années. La formation des planètes géantes est cependant un peu plus compliquée. On pense qu'elle se fait au-delà de la ligne des glaces, au-delà de laquelle les embryons planétaires sont constitués majoritairement de différents types de glaces. Conséquemment, elles sont plusieurs fois plus massives que celles dans la partie interne du disque protoplanétaire. Ce qui se passe après la formation des embryons n'est pas encore complètement compris. Certains embryons semblent continuer à grandir et éventuellement atteindre de 5 à 10 masses terrestres (M⊕), qui est la valeur limite nécessaire au commencement de l'accumulation du gaz hélium-hydrogène qui provient du disque. L'accumulation de gaz par le noyau est initialement un processus lent qui continue pendant plusieurs millions d'années, mais après que la protoplanète en formation atteint environ 30 M⊕, le processus s'accélère et procède de manière emballée. Des planètes comme Jupiter et Saturne sont considérées comme ayant accumulé la majorité de leur masse dans une période de seulement 10 000 ans. L'accrétion s'arrête quand le gaz du disque s'est épuisé. Les planètes peuvent aussi migrer sur de grandes distances pendant ou après leur formation. On pense que des géantes de glace, comme Uranus ou Neptune, seraient des « noyaux échoués », qui se serait formés trop tard, alors que le disque avait presque totalement disparu. (fr)
- L'hypothèse de la nébuleuse solaire est le modèle le plus communément accepté pour expliquer la formation et l'évolution du Système solaire. L'hypothèse suggère que le Système solaire s'est formé à partir de matière provenant d'une nébuleuse. Cette théorie a été développée par Emmanuel Kant et a été publiée dans son texte intitulé (en). Originellement appliqué seulement au Système solaire, ce processus de formation des systèmes planétaires est aujourd'hui largement considéré comme étant à l'œuvre dans l'ensemble de l'Univers. La variante moderne la plus acceptée de cette théorie est le modèle du disque de la nébuleuse solaire (MDNS) ou, plus simplement, modèle de la nébuleuse solaire. Cette hypothèse de la nébuleuse offre plusieurs explications sur une grande variété de propriétés que possède le Système solaire, incluant les orbites quasi circulaires et coplanaires des planètes, et leur mouvement dans la même direction que la rotation du Soleil. Aujourd'hui, quelques éléments de l'hypothèse de la nébuleuse se retrouvent dans les théories modernes de la formation des planètes, mais la majorité de ses éléments ont toutefois été mis de côté. Selon l'hypothèse de la nébuleuse, les étoiles se forment dans des nuages très massifs et denses d'hydrogène moléculaire – des nuages moléculaires géants. Ces nuages sont gravitationnellement instables et la matière qui s'y amalgame se regroupe en petits amas plus denses, qui à leur tour tournent, s'effondrent, et forment des étoiles. La formation des étoiles est un processus complexe qui produit toujours un disque protoplanétaire gazeux autour de la jeune étoile. Ce processus peut éventuellement donner naissance à des planètes dans certaines circonstances qui ne sont pas encore très bien connues. La formation des systèmes planétaires est donc considérée comme étant un résultat naturel de la formation des étoiles. Une étoile comme le Soleil prend approximativement 1 million d'années à se former, avec un disque protoplanétaire qui évoluera en un système planétaire après 10 à 100 millions d'années. Le disque protoplanétaire est un disque d'accrétion qui nourrit l'étoile en son centre. Initialement très chaud, le disque se refroidit avec le temps en ce qui est connu comme une étape d'étoile variable de type T Tauri ; ici, la formation de petits grains de poussière faits de roche et de glace est possible. Les grains peuvent éventuellement se coaguler en planétésimaux dont la grandeur peut atteindre le kilomètre. Si le disque est assez massif, l'accrétion exponentielle peut alors commencer, résultant en une formation rapide — 100 000 à 300 000 ans — d'embryons planétaires, qui peuvent varier de la taille d'un satellite naturel jusqu'à celle de Mars. Plus près de l'étoile, les embryons planétaires entrent dans un stade de fusionnement violent, produisant des planètes telluriques. Cette dernière étape peut prendre environ 100 millions à un milliard d'années. La formation des planètes géantes est cependant un peu plus compliquée. On pense qu'elle se fait au-delà de la ligne des glaces, au-delà de laquelle les embryons planétaires sont constitués majoritairement de différents types de glaces. Conséquemment, elles sont plusieurs fois plus massives que celles dans la partie interne du disque protoplanétaire. Ce qui se passe après la formation des embryons n'est pas encore complètement compris. Certains embryons semblent continuer à grandir et éventuellement atteindre de 5 à 10 masses terrestres (M⊕), qui est la valeur limite nécessaire au commencement de l'accumulation du gaz hélium-hydrogène qui provient du disque. L'accumulation de gaz par le noyau est initialement un processus lent qui continue pendant plusieurs millions d'années, mais après que la protoplanète en formation atteint environ 30 M⊕, le processus s'accélère et procède de manière emballée. Des planètes comme Jupiter et Saturne sont considérées comme ayant accumulé la majorité de leur masse dans une période de seulement 10 000 ans. L'accrétion s'arrête quand le gaz du disque s'est épuisé. Les planètes peuvent aussi migrer sur de grandes distances pendant ou après leur formation. On pense que des géantes de glace, comme Uranus ou Neptune, seraient des « noyaux échoués », qui se serait formés trop tard, alors que le disque avait presque totalement disparu. (fr)
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