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Naissance du Soleil et du Système Solaire
 Grande nébuleuse d'Orion (M42) pépinière d'étoiles © Observatoire de la Côte d'Azur |
Il y a environ 4,5 à 5 milliards d'années, à la place du système solaire se trouvait un nuage de gaz comme il y en a tant dans l'espace.
Une partie au moins de ce nuage provenait des restes de l'explosion d'une étoile (supernova) beaucoup plus ancienne qui, lors de l'éjection de ses couches les plus externes, avait enrichi l'espace en éléments chimiques lourds (plus lourds que l'hélium). Mais l'immense partie de ce nuage était formée d'hydrogène et d'un peu d'hélium.
Dans l'espace interstellaire, la principale force qui agit, même faiblement, est la gravité. Aussi, les atomes du nuage de gaz se sont attirés mutuellement les uns les autres. La matière ainsi accrétée a formé un nuage de plus en plus dense, attirant de façon de plus en plus efficace les particules avoisinantes. La partie centrale de cette nébulosité s'est trouvée soumise à la " poussée " des atomes extérieurs attirés vers l'intérieur. La densité et la pression du centre ont augmenté, provoquant un accroissement de la température.
Quand la température a atteint environ 10 millions de degrés, des réactions thermonucléaires se sont enclenchées (voir encadré). Celles-ci ont provoqué la fusion de l'hydrogène, quatre de ses atomes formant un atome d'hélium, en libérant de l'énergie. De la lumière est émise : le Soleil s'allume. Après un démarrage sporadique, il faudra attendre quelques millions d'années pour que les réactions thermonucléaires deviennent permanentes. Quand ce " flash " d'émission d'énergie s'est stabilisé, les couches les plus externes du gaz accrété ont été repoussées par le rayonnement émergeant de la nouvelle étoile.
 Galaxie d'Andromède (M31) riche d'une centaine de milliards d'étoiles © NASA |
Les atomes les plus légers (hydrogène, hélium) vont être repoussés plus facilement que les atomes plus lourds. Une partie du gaz de la nébuleuse initiale non utilisé par notre nouveau Soleil, va à son tour être accrétée, formant les planètes (plus chargées en éléments lourds près du Soleil et en éléments légers loin du Soleil).
A mesure que les milliards d'années s'écoulent, notre nouveau Soleil tourne autour du centre de la Galaxie (en 250 millions d'années environ) et frôle (au sens astronomique) d'autres étoiles qui vont capter une partie du gaz restant qui s'effiloche peu à peu jusqu'à n'être quasiment plus qu'un souvenir.
Le système solaire est né.
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Naissance du Soleil et du Système Solaire en Equations
Augmentation de la température au cœur de la nébuleuse primitive pendant son accrétion Si on assimile le nuage d'hydrogène à un gaz parfait, on peut lui appliquer la loi de Boyle-Mariotte : Si l'on considère le cœur du nuage, le volume est constant et le nombre d'atomes impliqués également. Cependant, les atomes nouvellement accrétés " poussent " vers le centre et augmentent la pression. Puisque En réalité, une approche plus réaliste (en faisant l'hypothèse que le nuage de gaz est une sphère isotherme, de densité uniforme) consiste à appliquer le théorème du viriel (qui exprime que dans un système en équilibre, l'énergie cinétique L'énergie cinétique s'écrit :
L'énergie potentielle s'écrit :
où En appliquant le théorème du viriel, on obtient :
Donc, si le rayon de la sphère de gaz décroît, la température croît.
Température nécessaire pour amorcer les réactions de fusion Pour pouvoir fusionner les atomes d'hydrogène afin d'obtenir de l'hélium, il faut les rapprocher à une distance d'environ 10-12 m. Or ils se repoussent par la force coulombienne (les deux charges positives se repoussent) :
(où
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où 
est la pression, 
le volume, 
le nombre d'atomes impliqués, 
une constante et 
la température
et l'énergie potentielle 
sont liées par la relation : 
). On établit alors que le nuage en contraction convertit la moitié de son énergie potentielle en énergie cinétique, alors que l'autre moitié est dissipée sous forme de rayonnement. On peut ainsi montrer que la température du nuage croît à mesure que son rayon diminue.
(c'est l'énergie gravitationnelle)
est la masse de gaz, 
la masse de l'atome d'hydrogène, 
la constante de Boltzmann, 
la constante gravitationnelle et 
est la charge du proton [1,6×10-19 C], 
est la permittivité du vide [8,85×10-12 F/m], et 
la distance entre les charges). Pour qu'il y ait fusion, il faut donc que l'énergie thermique d'un atome (
, où 
) à une distance interatomique de 10-12 m, soit :
, soit Dernière mise à jour le 14 janvier 2000.