Astronomie

Quelle est l'épaisseur du disque du système solaire ?

Quelle est l'épaisseur du disque du système solaire ?

Quelle est l'épaisseur en UA de la hauteur du plan orbital de toutes les planètes combinées dans le système solaire ? Hors Pluton.

À la recherche de h


L'épaisseur du disque planétaire est dominée par Neptune, en raison de son grand rayon orbital.

On peut calculer la distance maximale d'une planète à l'écliptique $h$ de l'angle d'inclinaison de son orbite $ hêta$ et sa distance à l'aphélie $r$. On obtient un triangle rectangle, avec $r$ comme l'hypoténuse, donc $$h = rsin heta$$

Le tableau ci-dessous a été calculé à partir des données de la fiche d'information planétaire de la NASA. Les angles sont en degrés, les distances en millions de kilomètres.

Distance entre la planète et le plan de l'écliptique.

NomInclinationAphélieDistance
Mercure7.069.88.506
Vénus3.4108.96.458
Terre0.0152.10.000
Mars1.9249.28.262
Jupiter1.3816.618.526
Saturne2.51514.566.062
Uranus0.83003.641.937
Neptune1.84545.7142.784

L'épaisseur totale du disque est donc $2×142.784 = 285.568$ millions de kilomètres, soit près de $1.91$ au.


Voici le code Python que j'ai utilisé pour créer cette table :

des maths import sin, radians names = ( 'Mercure', 'Vénus', 'Terre', 'Mars', 'Jupiter', 'Saturne', 'Uranus', 'Neptune', ) # Données d'orbite de https:// nssdc.gsfc.nasa.gov/planetary/factsheet/ # Inclinaison au plan écliptique inc = [7,0, 3,4, 0,0, 1,9, 1,3, 2,5, 0,8, 1,8] # Aphélie en millions de kilomètres aph = [69,8, 108,9, 152,1 , 249,2, 816,6, 1514,5, 3003,6, 4545,7] print("|Nom | Inclinaison | Aphélie | Distance|") print("|-|-|-|-|") pour n, th, r dans zip(noms, inc, aph): # Distance perpendiculaire à eciptic h = r * sin(radians(th)) print(f"|{n} | {th} | {r} | {h:.3f}|")

Voici une version en direct du script exécuté sur le serveur SageMathCell.


Comme John Holtz le mentionne dans les commentaires, le vrai $h$ valeur pour une planète peut être inférieure à la valeur indiquée dans mon tableau. Les tables $h$ valeur ne se produit que si l'argument de périapse de la planète est de ±90°. Heureusement, l'argument du périapse de Neptune est actuellement de ~272°, donc mon $h$ la valeur doit être assez proche de la vraie valeur.


James K a fourni une liste d'inclinaisons d'orbite au plan invariable du système solaire. Voici le tableau utilisant ces valeurs.

Distance entre la planète et le plan invariable du système solaire.

NomInclinationAphélieDistance
Mercure6.3469.87.708
Vénus2.19108.94.161
Terre1.57152.14.167
Mars1.67249.27.262
Jupiter0.32816.64.561
Saturne0.931514.524.582
Uranus1.023003.653.468
Neptune0.724545.757.121

Cela réduit celui de Neptune $h$ considérablement ! Uranus peut même être le "vainqueur" actuel, selon leurs arguments de périapside par rapport au plan invariable.


Réponse courte : 92,5 millions de km soit environ 0,619 UA.

Réponse longue : Tout d'abord, notons qu'un disque mince contenant toutes les orbites de la planète n'est pas nécessairement symétrique par rapport à un plan passant par le centre du corps le plus massif. Cela devrait être clair en examinant un exemple d'orbite très excentrique comme l'orbite de Molniya.

Le disque le plus fin aligné avec le plan équatorial qui contient une orbite de Molniya sera principalement au-dessus de l'équateur. Les orbites des planètes autour du Soleil, bien sûr, ne sont pas aussi excentriques. Aussi, un satellite en orbite Molniya est le plus éloigné du plan équatorial à l'apogée, ce qui n'est généralement pas le cas pour les satellites naturels comme les planètes.

Sur une réponse précédente, j'ai fait un schéma de la répartition des orbites des planètes le long du plan équatorial du Soleil. Voici un diagramme des distributions le long du plan de l'écliptique.

Nous ne pouvons voir que sept formes puisque l'inclinaison orbitale de la Terre par rapport à l'écliptique est nulle. Nous pouvons voir que l'orbite de Neptune domine la largeur d'un disque contenant. La valeur y maximale est d'environ 140,06 millions de km et la valeur y minimale est d'environ -137,61 millions de km. Donc la largeur du disque $h$ est de 277,67 millions de km, soit environ 1,86 UA.

J'avais déjà des ensembles de points pour toutes les orbites, j'ai donc effectué une recherche dans toutes les rotations 3D possibles avec une granularité de 0,1 degré pour trouver le disque le plus fin possible. Une rotation en azimut de 151,6 degrés et une élévation de 1,3 degrés donnent un autre plan dans lequel la largeur maximale est de 92,5 millions de km ou environ 0,619 UA. Vous pouvez voir dans l'orientation le long de ce plan, les distances maximales de Neptune et Uranus au plan sont égalisées.

Voici une figure des orbites à partir de l'axe z positif :

Et voici une projection du modèle 3-D sur une surface 2-D avec le plan horizontal :

Les unités de l'axe sont en km, mais veuillez noter que l'échelle de l'axe z est plus petite, donc les inclinaisons semblent exagérées.


Formation et évolution du système solaire

La quantité d'informations et de détails dans les pages précédentes est importante, mais pour gagner du temps, nous ignorons une grande quantité d'informations supplémentaires que nous connaissons sur les objets du système solaire. Cependant, si nous pensons spécifiquement aux modèles dans les données sur les objets, quelques éléments ressortent :

  • Les plus gros objets sont confinés dans un plan étroit qui correspond bien à l'équateur du Soleil
  • Les gros objets les plus proches du Soleil sont plus petits, plus denses, ont moins de satellites et sont plus rapprochés que ceux qui sont plus éloignés du Soleil
  • Les plus gros objets du système solaire orbitent autour du Soleil dans le sens inverse des aiguilles d'une montre et la plupart tournent dans le sens inverse des aiguilles d'une montre autour de leur axe
  • Les objets plus petits du système solaire sont souvent de forme irrégulière et se trouvent principalement dans deux régions, la ceinture d'astéroïdes et la ceinture de Kuiper.

Ces modèles ont été utilisés pour créer un modèle de la façon dont le système solaire a pu se former dans le cadre du processus de formation de notre Soleil, comme décrit dans notre discussion sur la formation des étoiles dans la leçon 5. Le modèle que nous avons utilisé pendant des années pour décrire la formation du Le système solaire est souvent appelé "théorie de la nébuleuse solaire", bien que certaines sources (par exemple, www.astronomynotes.com) s'y réfèrent comme le modèle de condensation. L'idée principale est qu'après l'effondrement du nuage de gaz qui a formé le Soleil a créé un disque protoplanétaire aplati, des planètes, des lunes, des astéroïdes, des comètes et d'autres objets se sont condensés hors du disque.

Parce que tous les objets de notre système solaire se sont probablement condensés à partir d'un disque aplati en rotation, les objets ont maintenu le moment angulaire de ce disque et, par conséquent, ils orbitent et tournent autour du Soleil dans la même direction que le disque d'origine.

Alors que le Soleil se formait, le disque s'est d'abord réchauffé, puis il a commencé à se refroidir. Les régions les plus proches du Soleil se sont refroidies plus lentement que la partie externe du disque, créant des zones distinctes où différents matériaux étaient disponibles pour former des objets. Les éléments lourds et les molécules ont pu se condenser et se solidifier dans toutes les parties du disque. Au-delà d'une "ligne de glace" à plusieurs UA du Soleil, il faisait suffisamment froid pour que différents matériaux puissent former des glaces (par exemple, de la glace d'eau, de la glace de méthane et autres). Au plus près du Soleil, les mondes solides ont pu s'accumuler ensemble, tandis qu'au-delà de la ligne de glace, des objets de densité inférieure se sont accumulés car il y avait des matières premières moins denses disponibles.

Des objets plus petits formés comme des objets uniques dans le disque. Les plus grandes "protoplanètes" (comme celle qui a formé Jupiter) ont pu former des mini-disques autour d'elles, et elles ont formé des lunes de la taille d'une planète dans le disque autour d'elles. Les collisions étaient courantes dans tout le disque, cependant, et certaines collisions ont pu former des lunes autour des planètes plus petites ou inverser le sens de rotation des nouvelles planètes solides.

Toutes les régions du système solaire ne sont pas passées par ce processus jusqu'à son terme, laissant derrière elles des vestiges du processus de formation de la planète. Ces petits corps irréguliers sont devenus les astéroïdes, les comètes et les objets de la ceinture de Kuiper que nous avons étudiés précédemment.


REGARDER: Pourquoi le système solaire est presque entièrement plat

Il y a environ 4,6 milliards d'années, un nuage nébuleux de poussière et de gaz tourbillonnant s'est réuni de manière très importante, grâce à une chose merveilleuse appelée gravité. Ces voies importantes ont donné naissance à la Lune, au Soleil et à toutes les planètes de notre système solaire. Mais quelque chose d'étrange s'est produit - à partir de cette nébuleuse informe, presque toutes les planètes et leurs lunes se sont en quelque sorte arrangées en un disque plat.

Comme l'explique la vidéo MinutePhysics ci-dessus, toutes les planètes de notre système solaire orbitent à environ 2 degrés du même plan - à l'exception de Mercure, car elle aime être différente.

Bien qu'elles aient tout l'espace tridimensionnel dans lequel s'étendre, pour une raison quelconque, nos planètes se sont disposées plus ou moins horizontalement, ce qui est incroyablement pratique pour les chambres du système solaire qui viendraient des milliards d'années plus tard.

Il est naturel pour nous de supposer que dans un Univers à trois dimensions, ses différentes parties profiteraient de tout cet espace. Si vous avez grandi en apprenant que le modèle planétaire très imprécis de l'atome - qui montre un noyau chargé positivement en orbite tridimensionnelle par des électrons chargés négativement - était en fait vrai, il serait logique que les planètes tournent autour du Soleil de la même manière. .

Au lieu de cela, l'Univers est caractérisé par sa planéité - notre système solaire est plat, les anneaux de Saturne sont plats, les autres systèmes planétaires sont plats, les galaxies et les disques d'accrétion de trous noirs sont plats, et même l'Univers lui-même est plat.

Pourquoi? Comme l'explique Henry de MinutePhysics, l'amour de l'Univers pour tout ce qui est plat est dû à deux choses : les collisions et le fait que nous vivons en trois dimensions.

Chaque fois que nous avons un tas de choses qui zooment dans l'espace, régies par la force de gravité, leurs trajectoires individuelles seraient presque impossibles à prédire, car elles sont tellement aléatoires. Mais collectivement, ils ont une seule quantité totale qu'ils tournent autour de leur centre de masse - le moment angulaire total.

Si nous appliquons cela à notre nuage nébuleux d'avant, les modèles mathématiques disent qu'il doit y avoir un plan dans lequel le nuage - en tant que conglomérat unique de particules de gaz et de poussière - tourne.

Comme vous pouvez le voir dans la vidéo, de nombreuses particules voleront initialement au-dessus et au-dessous de ce plan, mais la combinaison de cette rotation perpétuelle et des collisions constantes de la matière signifie que tout finira inévitablement par s'accumuler et tourner le long de ce plan presque bidimensionnel. .

Il y a une étrangeté complexe à quatre dimensions qui entre en jeu ici pour s'assurer que le nuage nébuleux peut rester un nuage à trois dimensions en même temps qu'il est disposé sur un plan à deux dimensions, mais je vais laisser Henry vous l'expliquer. avec ses schémas intelligents.

Et si vous n'en avez pas fini avec la physique époustouflante de notre système solaire plat, regardez ci-dessous, pour en savoir plus sur l'univers plat, avec Physics Girl :


Découvrez comment le système solaire, qui a commencé comme une goutte sphérique informe, a fini par être plat

Notre soleil, et la Terre, et toutes les planètes, et lunes, et planètes naines, et astéroïdes, et comètes - le système solaire, en bref - s'est formé il y a environ 4,6 milliards d'années à partir d'un nuage nébuleux de gaz et de poussière tourbillonnant, qui a fusionné grâce à la force de gravité irrésistiblement attractive.

Cependant, cette nébuleuse a commencé, plus ou moins, comme une grosse goutte informe. Alors, comment notre système solaire s'est-il retrouvé avec toutes les planètes et leurs lunes en orbite autour d'un disque plat ? Je veux dire, nous avons tous vu le modèle planétaire de l'atome, ce qui est définitivement faux lorsqu'il est appliqué aux atomes. Mais cela suggère aussi en quelque sorte que les planètes pourraient tourner autour du soleil dans tous les sens.

Notre système solaire est-il donc spécial dans sa planéité, ou le modèle planétaire de l'atome est-il doublement faux ?

Eh bien, notre système solaire n'est certainement pas seul. De nombreux systèmes d'étoiles d'exoplanètes sont plats, beaucoup de galaxies sont plates, les disques d'accrétion de trous noirs sont plats, les anneaux de Saturne sont plats, et cetera.

Alors pourquoi, alors qu'il y a tout l'espace 3D à remplir, l'univers a-t-il cette préférence pour la planéité ? La réponse a à voir avec deux choses, les collisions et le fait que nous vivons en trois dimensions.

Ours avec moi. Chaque fois qu'un groupe d'objets, maintenus ensemble par gravité, zoome et tourne autour, leurs trajectoires individuelles sont presque impossibles à prédire. Et pourtant, rassemblés, ils ont une seule quantité totale qu'ils tournent autour de leur centre de masse. Il peut être difficile de déterminer exactement dans quelle direction se trouve cette rotation, mais les mathématiques impliquent qu'il doit y avoir un plan dans lequel le nuage, pris dans son ensemble, tourne.

Or en deux dimensions, un nuage de particules tournant dans un plan est plat par définition. C'est en deux dimensions. Mais en trois dimensions, même si la rotation du nuage est donnée par un plan, les particules peuvent tourbillonner loin de haut en bas à partir de ce plan.

Au fur et à mesure que les particules se heurtent, tous les mouvements de haut en bas ont tendance à s'annuler, c'est l'énergie perdue en s'écrasant et en s'agglomérant. Pourtant, toute la masse doit continuer à tourner, inexorablement, car dans notre univers, la quantité totale de rotation dans tout système isolé reste toujours la même. Ainsi, au fil du temps, à travers les collisions et les crashs, le nuage perd son loft et s'aplatit en une forme de disque en rotation, à peu près bidimensionnelle, comme un système solaire ou une galaxie spirale.

Cependant, dans quatre dimensions spatiales, les calculs aboutissent à ce qu'il puisse y avoir deux plans de rotation distincts et complémentaires, ce qui est à la fois vraiment, vraiment difficile à imaginer pour notre cerveau pensant 3D et signifie également qu'il n'y a pas de direction de haut en bas dans quelles particules perdent de l'énergie par collisions.

Ainsi, un nuage de particules peut continuer à n'être que cela, un nuage. Et ainsi, ce n'est qu'en trois dimensions qu'une nébuleuse, ou des galaxies infinies, peut commencer non plate et finir à plat. Ce qui est certainement une bonne chose parce que nous avons besoin que toute cette matière s'agglutine pour que les étoiles et les planètes se forment et pour nous - même ceux d'entre nous qui pensent que les atomes ressemblent à ça - pour exister.


Un disque de poussière épais et persistant remet en question la théorie de la formation des planètes

Une impression d'artiste de la poussière étonnamment persistante entourant 49 Ceti, une étoile vieille de 40 millions d'années. Image: NAOJ

Les astronomes utilisant le Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA) d'Atacama ont trouvé une jeune étoile entourée d'une étonnante masse de gaz. L'étoile, appelée 49 Ceti, a 40 millions d'années et les théories conventionnelles de la formation des planètes prédisent que le gaz devrait avoir disparu à cet âge. La quantité énigmatique de gaz demande une reconsidération de notre compréhension actuelle de la formation des planètes.

Les planètes se forment dans des disques poussiéreux gazeux appelés disques protoplanétaires autour de jeunes étoiles. Les particules de poussière s'agrègent pour former des planètes semblables à la Terre ou pour devenir le noyau de planètes plus massives en collectant de grandes quantités de gaz du disque pour former des planètes géantes gazeuses semblables à Jupiter.

Selon les théories actuelles, au fil du temps, le gaz dans le disque est soit incorporé dans les planètes, soit soufflé par la pression de rayonnement de l'étoile centrale. Au final, l'étoile est entourée de planètes et d'un disque de débris poussiéreux. Ce disque poussiéreux, appelé disque de débris, implique que le processus de formation de la planète est presque terminé.

Une image composite ALMA des débris entourant 49 Ceti. Image : ALMA (ESO/NAOJ/NRAO), Higuchi et al.

Les récents progrès des radiotélescopes ont créé une surprise dans ce domaine. Les astronomes ont découvert que plusieurs disques de débris contiennent encore une certaine quantité de gaz. Si le gaz reste longtemps dans les disques de débris, les graines planétaires peuvent avoir suffisamment de temps et de matériel pour évoluer vers des planètes géantes comme Jupiter. Par conséquent, le gaz dans un disque de débris affecte la composition du système planétaire résultant.

"Nous avons trouvé du gaz carbonique atomique dans le disque de débris autour de 49 Ceti en utilisant plus de 100 heures d'observations sur le télescope ASTE", explique Aya Higuchi, astronome à l'Observatoire astronomique national du Japon (NAOJ). ASTE est un radiotélescope de 10 m de diamètre au Chili exploité par NAOJ. « Comme extension naturelle, nous avons utilisé ALMA pour obtenir une vue plus détaillée, et cela nous a donné la deuxième surprise. Le gaz carbonique autour de 49 Ceti s'est avéré 10 fois plus abondant que notre estimation précédente.

Grâce à la haute résolution d'ALMA, l'équipe a révélé pour la première fois la distribution spatiale des atomes de carbone dans un disque de débris. Les atomes de carbone sont plus largement distribués que le monoxyde de carbone, la deuxième molécule la plus abondante autour des jeunes étoiles, les molécules d'hydrogène étant la plus abondante. La quantité d'atomes de carbone est si importante que l'équipe a même détecté de faibles ondes radio provenant d'une forme plus rare de carbone, le 13C. Il s'agit de la première détection de l'émission de 13C à 492 GHz dans un objet astronomique, qui est généralement caché derrière l'émission de 12C normale.

Image : ALMA (ESO/NAOJ/NRAO), Higuchi et al.

"La quantité de 13C n'est que de 1% de 12C, donc la détection de 13C dans le disque de débris était totalement inattendue", explique Higuchi. "Il est clair que 49 Ceti a une quantité de gaz étonnamment importante."

Quelle est l'origine du gaz ? Les chercheurs ont suggéré deux possibilités. L'une est qu'il s'agit du gaz résiduel qui a survécu au processus de dissipation dans la phase finale de la formation de la planète. La quantité de gaz autour de 49 Ceti est cependant comparable à celle autour d'étoiles beaucoup plus jeunes en phase de formation de planètes actives. Il n'y a pas de modèles théoriques pour expliquer comment tant de gaz a pu persister si longtemps.

L'autre possibilité est que le gaz ait été libéré par les collisions de petits corps comme des comètes. Mais le nombre de collisions nécessaires pour expliquer la grande quantité de gaz autour de 49 Ceti est trop important pour être pris en compte dans les théories actuelles. Les résultats actuels d'ALMA incitent à reconsidérer les modèles de formation des planètes.


Les planètes

Les planètes changent de position dans le ciel lorsqu'elles tournent autour du Soleil. Pour localiser les planètes un jour ou un mois donné, consultez un magazine mensuel d'astronomie, une carte des étoiles ou une application logicielle.

Vénus mesure environ les neuf dixièmes du diamètre de la Terre. Alors que Vénus tourne autour du Soleil, les observateurs peuvent la voir passer par des phases (croissant, demi et plein) un peu comme celles de la Lune. Le disque de Vénus apparaît en blanc alors que la lumière du soleil se reflète sur l'épaisse couverture nuageuse qui obscurcit complètement tout détail de surface.

Mars a environ la moitié du diamètre de la Terre et apparaît à travers le télescope sous la forme d'un petit disque rouge-orange. Il est peut-être possible de voir un soupçon de blanc sur l'une des calottes glaciaires polaires de la planète. Environ tous les deux ans, lorsque Mars est le plus proche de la Terre sur son orbite, des détails et des colorations supplémentaires à la surface de la planète peuvent être visibles.

Jupiter est la plus grande planète de notre système solaire et mesure 11 fois le diamètre de la Terre. Jupiter apparaît comme un disque avec des lignes sombres s'étendant sur toute la surface. Ces lignes sont des bandes nuageuses dans l'atmosphère. Quatre des lunes de Jupiter (Io, Europe, Ganymède et Callisto) peuvent être considérées comme des points lumineux « semblables à des étoiles » même avec le grossissement le plus faible. Ces lunes orbitent autour de Jupiter de sorte que le nombre de lunes visibles une nuit donnée change lorsqu'elles tournent autour de la planète géante.

Saturne a neuf fois le diamètre de la Terre et apparaît comme un petit disque rond avec des anneaux s'étendant de chaque côté. En 1610, Galilée, le premier à observer Saturne au télescope, ne comprit pas que ce qu'il voyait étaient des anneaux. Au lieu de cela, il croyait que Saturne avait des « oreilles ». Les anneaux de Saturne sont composés de milliards de particules de glace dont la taille varie d'un grain de poussière à la taille d'une maison. La division principale des anneaux de Saturne, appelée division de Cassini, est parfois visible dans un télescope. Titan, la plus grande des lunes de Saturne, peut également être considérée comme un objet brillant semblable à une étoile près de la planète.

Copyright : informations extraites du manuel d'utilisation Meade du télescope LX200-ACF.


3.1 Origine de la Terre et du système solaire

Selon le La théorie du Big Bang , l'univers s'est violemment mis à exister il y a 13,77 milliards d'années (figure 3.1.1). Le Big Bang est souvent décrit comme une explosion, mais l'imaginer comme une énorme boule de feu n'est pas exact. Le Big Bang impliquait une expansion soudaine de la matière, de l'énergie et de l'espace à partir d'un seul point. Le genre d'explosion hollywoodienne qui pourrait venir à l'esprit implique l'expansion de la matière et de l'énergie dans l'espace, mais pendant le big bang, l'espace lui-même a été créé.

Graphique 3.1.1 Le Big Bang et le développement de l'univers (Steven Earle, “Physical Geology”).

Au début du Big Bang, l'univers était trop chaud et dense pour être autre chose qu'un grésillement de particules plus petites que des atomes, mais au fur et à mesure de son expansion, il s'est également refroidi. Finalement, certaines des particules sont entrées en collision et se sont collées les unes aux autres. Ces collisions ont produit de l'hydrogène et de l'hélium, les éléments les plus courants dans l'univers, ainsi qu'une petite quantité de lithium. La gravité a provoqué la fusion des nuages ​​de ces premiers éléments en étoiles, et c'est à l'intérieur de ces étoiles que les éléments les plus lourds se sont formés.

Notre système solaire a commencé à se former il y a environ 5 milliards d'années, environ 8,7 milliards d'années après le Big Bang. UNE système solaire consiste en une collection d'objets en orbite autour d'une ou plusieurs étoiles centrales. Tous les systèmes solaires démarrent de la même manière. Ils commencent dans un nuage de gaz et de poussière appelé un nébuleuse . Les nébuleuses sont parmi les plus beaux objets qui ont été photographiés dans l'espace, avec des couleurs vibrantes des gaz et de la poussière qu'elles contiennent, et un scintillement brillant des nombreuses étoiles qui se sont formées en leur sein (Figure 3.1.2). Le gaz se compose en grande partie d'hydrogène et d'hélium, et la poussière se compose de minuscules grains minéraux, de cristaux de glace et de particules organiques.

Graphique 3.1.2 Photographie d'une nébuleuse. Les piliers de la création dans la nébuleuse de l'Aigle vus en lumière visible (à gauche) et en lumière proche infrarouge (à droite). La lumière proche infrarouge capte la chaleur des étoiles et nous permet de voir des étoiles qui seraient autrement cachées par la poussière. C'est pourquoi l'image de droite semble avoir plus d'étoiles que l'image de gauche [NASA, ESA et Hubble Heritage Team (STScI/AURA) http://bit.ly/1Dm2X5a].

Un système solaire commence à se former lorsqu'une petite tache dans une nébuleuse (petite selon les normes de l'univers, c'est-à-dire) commence à s'effondrer sur elle-même. On ne sait pas exactement comment cela commence, bien qu'il puisse être déclenché par le comportement violent des étoiles proches au fur et à mesure qu'elles progressent dans leur cycle de vie. L'énergie et la matière libérées par ces étoiles pourraient comprimer le gaz et la poussière dans les quartiers proches de la nébuleuse. Une fois qu'il est déclenché, l'effondrement du gaz et de la poussière dans ce patch se poursuit pour deux raisons. L'une de ces raisons est que la force gravitationnelle rapproche les molécules de gaz et les particules de poussière. Mais au début du processus, ces particules sont très petites, donc la force gravitationnelle entre elles n'est pas forte. Alors comment se rejoignent-ils ? La réponse est que la poussière s'accumule d'abord en amas lâches pour la même raison que des lapins de poussière se forment sous votre lit : l'électricité statique. Au fur et à mesure que la petite tache à l'intérieur d'une nébuleuse se condense, une étoile commence à se former à partir de matière aspirée au centre de la tache, et la poussière et le gaz restants se déposent dans un disque qui tourne autour de l'étoile. Le disque est l'endroit où les planètes finissent par se former, on l'appelle donc un disque protoplanétaire . Sur la figure 3.1.3, l'image en haut à gauche montre une impression d'artiste d'un disque protoplanétaire, et l'image en haut à droite montre un vrai disque protoplanétaire entourant l'étoile HL Tauri. Remarquez les anneaux noirs dans le disque protoplanétaire. Ce sont des trous où les planètes commencent à se former. Les anneaux sont là parce que les planètes naissantes commencent à collecter la poussière et le gaz sur leurs orbites. Il existe une analogie pour cela dans notre propre système solaire, car les anneaux sombres sont apparentés aux lacunes des anneaux de Saturne (Fig. 3.1.3, en bas à gauche), où se trouvent les lunes (Fig. 3.1.3, en bas droite).

Graphique 3.1.3 Disques protoplanétaires et anneaux de Saturne. En haut à gauche : une impression d'artiste d'un disque protoplanétaire contenant du gaz et de la poussière, entourant une nouvelle étoile. [NASA/ JPL-Caltech, http://1.usa.gov/1E5tFJR] En haut à droite : Une photographie du disque protoplanétaire entourant HL Tauri. On pense que les anneaux sombres à l'intérieur du disque sont des espaces où les planètes nouvellement formées balaient la poussière et le gaz. [ALMA (ESO/NAOJ/NRAO) http://bit.ly/1KNCq0e]. En bas à gauche : une photographie de Saturne montrant des lacunes similaires dans ses anneaux. Le point lumineux en bas est une aurore, semblable aux aurores boréales sur Terre. [NASA, ESA, J. Clarke (Boston University) et Z. Levay (STScI) http://bit.ly/1IfSCX5] En bas à droite : une vue rapprochée d'un trou dans les anneaux de Saturne montrant une petite lune comme point blanc. [NASA/JPL/Space Science Institute, http://1.usa.gov/1g2EeYw].

Graphique 3.1.4 Trois types de planètes. Les planètes joviennes (ou géantes gazeuses) telles que Jupiter se composent principalement d'hydrogène et d'hélium. Ce sont les plus grands des trois types. Les planètes géantes de glace telles qu'Uranus sont les prochaines plus grandes. Ils contiennent de l'eau, de l'ammoniac et de la glace au méthane. Les planètes terrestres telles que la Terre sont les plus petites et elles ont des noyaux métalliques recouverts de manteaux rocheux. [KP, d'après les images du domaine public de Francesco A, Wolfman SF (http://bit.ly/1eP75P4) et de la NASA (http://1.usa.gov/1gFVsf6, http://1.usa.gov/ 1M89jI3)].

Ces trois types de planètes ne se mélangent pas au hasard au sein de notre système solaire. Au lieu de cela, ils se produisent de manière systématique, avec les planètes telluriques les plus proches du soleil, suivies des planètes joviennes, puis des géantes de glace. Une partie de la raison de cet arrangement est la ligne de gel (également appelé le ligne de neige ). La ligne de gel séparait la partie interne du disque protoplanétaire la plus proche du Soleil, où il faisait trop chaud pour permettre à autre chose que des minéraux silicatés et du métal de se cristalliser, de la partie externe du disque plus éloignée du Soleil, où il faisait suffisamment froid pour laisser la glace se former. En conséquence, les objets qui se sont formés dans la partie interne du disque protoplanétaire se composent en grande partie de roche et de métal, tandis que les objets qui se sont formés dans la partie externe se composent en grande partie de gaz et de glace. Le jeune soleil a également fait exploser le système solaire avec rage vents solaires (vents constitués de particules énergétiques), qui ont aidé à conduire des molécules plus légères vers la partie externe du disque protoplanétaire.

Les objets de notre système solaire formés par accumulation . Au début de ce processus, les particules minérales et rocheuses se sont rassemblées en touffes duveteuses à cause de l'électricité statique. Au fur et à mesure que la masse des touffes augmentait, la gravité devenait plus importante, tirant la matière de plus loin et faisant de ces masses solides des corps de plus en plus gros. Finalement, la masse des objets est devenue suffisamment grande pour que leur gravité soit suffisamment forte pour s'accrocher aux molécules de gaz, car les molécules de gaz sont très légères.

Notre Terre s'est formée au cours de ce processus d'accrétion il y a environ 4,6 milliards d'années. La Terre primitive était très chaude et avait une composition fluide et fondue, avec une perte d'activité géologique et volcanique à la surface. La chaleur de la Terre provient de divers processus :

  • La chaleur provenait de la désintégration des éléments radioactifs à l'intérieur de la Terre, en particulier de la désintégration du 235U, du 238U, du 40K et du 232Th, qui sont principalement présents dans le manteau. La chaleur totale produite de cette façon a diminué au fil du temps (car ces isotopes s'épuisent) et représente maintenant environ 25 % de ce qu'elle était lorsque la Terre s'est formée. Cela signifie que l'intérieur de la Terre devient lentement plus froid.
  • La chaleur provenait de l'énergie thermique déjà contenue dans les objets qui se sont accumulés pour former la Terre.
  • La chaleur provenait des collisions. Lorsque des objets frappent la Terre, une partie de l'énergie de leur mouvement a déformé la Terre et une partie a été transformée en chaleur. (La pire collision que la Terre ait connue a eu lieu avec une planète nommée Theia, qui était approximativement de la taille de Mars. Peu de temps après la formation de la Terre, Theia a heurté la Terre. Lorsque Theia a percuté la Terre, le noyau métallique de Theia a fusionné avec le noyau de la Terre et les débris de les couches externes de silicate ont été projetées dans l'espace, formant un anneau de gravats autour de la Terre. Le matériau à l'intérieur de l'anneau s'est fusionné en un nouveau corps en orbite autour de la Terre, nous donnant notre lune. Remarquablement, les débris peuvent avoir fusionné en 10 ans ou moins ! Ce scénario de formation de la lune est appelé le hypothèse d'impact géant .)
  • Au fur et à mesure que la Terre devenait plus grande, sa force gravitationnelle devenait plus forte. Cela a augmenté la capacité de la Terre à attirer des objets vers elle, mais cela a également provoqué la compression du matériau constituant la Terre, un peu comme la Terre se donnant une étreinte gravitationnelle géante. La compression provoque un échauffement des matériaux.

Le chauffage a eu une conséquence très importante pour la structure de la Terre. Au fur et à mesure que la Terre grandissait, elle collectait un mélange de grains minéraux de silicate ainsi que du fer et du nickel. Ces matériaux ont été dispersés sur toute la Terre. Cela a changé lorsque la Terre a commencé à se réchauffer : elle est devenue si chaude que les minéraux de silicate et les métaux ont fondu. La fonte métallique était beaucoup plus dense que la fonte minérale de silicate, de sorte que la fonte métallique a coulé au centre de la Terre pour devenir son noyau, et la fonte de silicate s'est élevée vers le haut pour devenir la croûte terrestre et le manteau. En d'autres termes, la Terre s'est démêlée. La séparation des minéraux silicatés et des métaux en une couche externe rocheuse et un noyau métallique, respectivement, est appelée différenciation . La gravité a depuis entraîné la Terre dans une forme presque sphérique avec un rayon de 6371 km et une circonférence d'environ 40 000 km. Cependant, ce n'est pas une sphère parfaite, car la rotation de la Terre provoque un renflement équatorial, de sorte que la circonférence de la Terre est de 21 km (0,3%) plus large à l'équateur qu'elle ne l'est de pôle à pôle. Il s'agit donc techniquement d'un « sphéroïde aplati ».

Si nous devions faire un inventaire des éléments qui composent la Terre, nous constaterions que 95% de la masse de la Terre provient de seulement quatre éléments : l'oxygène, le magnésium, le silicium et le fer. La plupart des 5% restants proviennent de l'aluminium, du calcium, du nickel, de l'hydrogène et du soufre. Nous savons que le Big Bang a produit de l'hydrogène, de l'hélium et du lithium, mais d'où vient le reste des éléments ? La réponse est que les autres éléments ont été fabriqués par des étoiles. La chaleur et la pression à l'intérieur des étoiles provoquent l'écrasement des atomes plus petits et leur fusion en de nouveaux atomes plus gros. Par exemple, lorsque des atomes d'hydrogène se brisent et fusionnent, de l'hélium se forme. De grandes quantités d'énergie sont libérées lorsque certains atomes fusionnent et cette énergie est ce qui fait briller les étoiles.

Il faut des étoiles plus grosses pour fabriquer des éléments aussi lourds que le fer et le nickel. Notre Soleil est une étoile moyenne après avoir utilisé son carburant d'hydrogène pour fabriquer de l'hélium, puis une partie de cet hélium est fusionnée pour produire de petites quantités de béryllium, de carbone, d'azote, d'oxygène et de fluor, il sera en fin de vie . Il cessera de fabriquer des atomes et se refroidira et gonflera jusqu'à ce que son milieu atteigne l'orbite de Mars. En revanche, les grandes étoiles finissent leur vie de manière spectaculaire, explosant en supernovae et projetant des atomes nouvellement formés - y compris les éléments plus lourds que le fer - dans l'espace. Il a fallu de nombreuses générations d'étoiles pour créer des éléments plus lourds et les projeter dans l'espace avant que des éléments plus lourds ne soient suffisamment abondants pour former des planètes comme la Terre.

*”Physical Geology” par Steven Earle utilisé sous une licence internationale CC-BY 4.0. Téléchargez ce livre gratuitement à http://open.bccampus.ca

la théorie selon laquelle l'univers a commencé avec une expansion géante il y a environ 13,77 milliards d'années (3.1)


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Comment s'est formé notre système solaire ?
Notre système solaire a commencé il y a environ 4,6 milliards d'années lorsqu'un nuage de poussières et de gaz d'hydrogène et d'hélium dérivant dans notre galaxie a commencé à se condenser et à se contracter sous sa propre gravité, formant un large disque plat en rotation. La plupart des matériaux collectés au centre, se condensant en une sphère de gaz - notre proto-Soleil. Eventually pressures and temperatures in the sphere increased to the point that nuclear fusion began to occur and the Sun, the central star of our Solar System, began to shine. The remainder of the cloud formed a wide disk, swirling around the Sun, called the solar nebula. Dust and gas particles in the nebula occasionally collided and merged. Through this process, called &ldquoaccretion,&rdquo these tiny particles formed larger and larger bodies, eventually becoming planetesimals up to a few kilometers across. Some of the planetesimals became so massive that their gravity pulled on other planetesimals, causing more and more collisions. Because of this, the largest planetesimals grew the fastest, sweeping up material in their paths, and eventually becoming the planets we know today.

Why are the inner and outer planets so different?
The rocky, terrestrial planets — Mercury, Venus, Earth, and Mars — all formed in the inner, hotter part of our Solar System. It was so hot that volatile materials — materials that evaporate easily at normal temperatures and pressures — could not condense. Much of the gas and ice in the solar system could not exist as solids at the high temperatures in the inner region. However, metals and silicates could withstand the high temperatures and these materials became concentrated in the inner solar system. It was from these heavier materials that the rocky inner planets were made.

In the outer, cooler portion of the Solar System more volatile materials such as water ice, other ices, and gases were able to accumulate onto the giant planets. Our outer gas giant planets — Jupiter, Saturn, Uranus, and Neptune formed from these materials. These planets have cores surrounded by thick accumulations of gases.

Et Pluton ?
Tiny rocky icy Pluto lies beyond the gas giants. Pluto&rsquos path of orbit is off the main plane of orbit that most of the planets occupy, and the shape of its orbit extremely elliptical. There are many other rocky icy bodies in similar orbits to Pluto, within the Kuiper belt. Pluto is small — smaller than Earth&rsquos Moon — much smaller than any planet. Pluto&rsquos composition is a bit different also it is a rocky icy body. In 2006, the International Astronomical Union determined that Pluto did not fit their new definition of a planet to be a planet, an object needs to orbit the Sun, be nearly round due to its mass and gravity, and clear out its neighborhood of other objects. They created a new class of objects —&ldquodwarf planets&rdquo which orbit the Sun and are nearly round Pluto and the largest asteroid Ceres fall into this new category, along with several other small bodies. So for now, our solar system has eight planets!

What is beyond Pluto?
The Kuiper belt is a band of rocky icy bodies that extend beyond Pluto — beyond Neptune, actually. These bodies have not had enough time to accrete into planets. Some scientists consider Pluto to be a large member of the Kuiper belt, rather than a planet. Occasionally the orbit of a Kuiper belt object will be disturbed by the interactions of the giant planets and may have a close encounter with Neptune that either flings the object out of the solar system or pushes it into an orbit within our solar system where we may observe in our night sky as a comet. Scientists believe that short period comets, those with orbits less than 200 years, like Halley&rsquos Comet, originate in the Kuiper belt.

Even farther away than the Kuiper belt is the Oort cloud, a sphere of small icy bodies that envelops our solar system and may extend 30 trillion kilometers (about 20 trillion miles) away from our Sun! Long-period comets, those that take more than 200 years to orbit our Sun, like Comet Hale-Bopp or Comet Hyakutake, are believed to come from the Oort cloud.

Where do asteroids come from?
Asteroids are rocky remnants from our early solar system. Most orbit between the inner and outer planets in the Asteroid Belt. Scientists believe the materials have not accreted into a planet because Jupiter&rsquos gravity exerts such a powerful pull! Asteroids occasionally reach Earth&rsquos surface as meteorites.

Why do planets appear to wander?
The word planet means &ldquowanderer&rdquo in Greek. Ancient cultures observed that certain objects appeared to wander across the night sky, while the stars remain fixed with respect to each other. These objects are the planets. The planets are moving in their orbits around the Sun. Almost all the planets trace the same path within the imaginary plane of the ecliptic, through the constellations of the zodiac. The planets move against the backdrop of stars over time spans of days or years.

Why is Earth special?
Earth falls in the &ldquoHabitable Zone,&rdquo the zone where the temperatures are right for liquid water to exist. Closer to the sun, the temperatures would be too high and the water would vaporize. Farther from the sun, the temperatures would be too low and the water would freeze. Of course, this depends on the atmospheric conditions. Planets that are not active do not replenish their atmospheres and they may be too small to retain an atmosphere

Members of our Solar System
le Soleil is at the center of our Solar System. It contains 99.85% of the mass of our Solar System and is composed of about 92% hydrogen and 8% helium. The temperatures and pressures are so great at the center of the Sun that hydrogen atoms are forced together and combined to form helium. Through this nuclear reaction, immense heat is produced. This heat warms our Solar System.

MESSENGER photo of Mercury
credit NASA/APL/CIS

Mercury is about one-third the size of Earth. It is the closest to our Sun, orbiting it in just 88 days. Because it is so close to the Sun, its surface temperatures are extreme, ranging from 427ºC (800ºF) on the Sunny side to -183ºC (-297ºF) on the side facing away from the Sun. Mercury has no atmosphere and no surface water the high temperatures prevent these from forming. The surface of Mercury looks like our Moon. It is covered by craters, indicating its long history of bombardment by asteroids and other impactors.

Venus is almost the size of Earth. Its rotation is very slow — Venus turns once on its axis every 243 Earth days — and it spins backwards relative to the other planets. The time it takes to rotate is very close to the time it takes to orbit the Sun. Surface temperatures on Venus range from 377ºC to 487ºC (710º to 908ºF) — even hotter than Mercury! The reason that Venus is hotter, even though it is farther from the Sun, is that it has a thick atmosphere composed of carbon dioxide and traces of water and sulfuric acid. This atmosphere — about ninety times the pressure of Earth’s atmosphere — creates an intense greenhouse effect heat is trapped in the atmosphere.

Mosaic of Magellan images of Venus, color coded to represent elevation.
Image courtesy of the USGS and JPL, NASA.

Earth from Space.
Image courtesy of NASA.

Earth is a dynamic planet. It also is the only planet we know that has life. It spins on its axis once a day and orbits the Sun once a year (other planet’s years and days often are presented relative to Earth’s). The rotation axis is tilted, giving Earth its seasons. Surface temperatures range from –73º to 48ºC (-100 to 120ºF) and liquid water is abundant. Earth’s atmosphere traps energy from sunlight, creating a greenhouse effect that warms the surface. It also moderates the climate and protects the surface from damaging components of solar radiation.

Mars is about half the size of Earth. Its period of rotation is very close to Earth’s, but it takes about two Earth years to orbit the Sun. Mars is tilted on its axis, so it experiences seasons. Surface temperatures are cold -83º to -33ºC (-117º to -27ºF) and the planet is very dry. The atmosphere is thin and composed mostly of carbon dioxide. There is no liquid water present at the surface. There may be frozen water in the subsurface, and Mars has ice caps in its polar regions. The ice is a combination of carbon dioxide and water ice. There is evidence that Mars had flowing water and oceans at its surface during its early history, perhaps until about three and a half billion years ago. Mars has the tallest volcano in our Solar System — it is about 22 kilometers tall (almost 14 miles high compare this to Hawaii’s Mouna Loa at 9 kilometers/5.5 miles tall measured from the sea floor).

Hubble Space Telescope image of Mars as it made its closest approach to Earth in August 2003.
Image courtesy of NASA.

Photo mosaic of images taken by Galileo spacecraft of Asteroid Ida.
Image courtesy of JPL, NASA.

Between the Inner Planets and the Outer Planets the Asteroid Belt resides. Asteroids are rocky remnants from our early Solar System. They range in size from 1000 kilometers across (620 miles) to the size of sand grains. Asteroids occasionally reach Earth’s surface as meteorites, providing scientists with information about when our Solar System formed and the processes that occurred.

Jupiter is the largest planet in our Solar System about 1000 Earths could fit inside a hollow Jupiter. It contains more mass than all of the other planets combined. Jupiter spins on its axis once every 10 hours and orbits the Sun once every 12 years. It is about 90% hydrogen and 10% helium with some methane, water, and ammonia. Temperatures reach –200ºC (-325ºF) at the top of the atmosphere. The atmosphere is tumultuous, divided into distinct bands. Wind speeds are high, up to 400 kilometers per hour (250 miles per hour) and lightening is frequent. The Giant Red Spot is a massive storm system — larger than the diameter of Earth – that has been raging at least 400 years. Jupiter has at least 67 moons. Ganymede, the largest of Jupiter’s moons, is larger than the planet Mercury.

Voyager 1 image of the Giant Red Spot of Jupiter.
Image courtesy of NASA.

Color image of Saturn taken by Cassini spacecraft.
Image courtesy of JPL and the Space Science Institute, NASA.

Saturn is the second largest planet. Its day is 11 hours long and its orbit around the Sun takes about 30 years. Its composition and atmosphere are similar to Jupiter’s. Winds reach 1770 kilometers per hour (1,100 miles an hour). Saturn is best know for its beautiful rings. The ring system stretches to a diameter of 250,000 kilometers (155,000 miles) but is only 1 kilometer thick (a little over half a mile). Saturn has at least 62 moons.

Uranus was the first planet discovered by telescope. Like the other gas giants, its atmosphere is mostly hydrogen and helium. It has a little methane in its atmosphere, which absorbs red light, giving Uranus its blue-green color. The interior of Uranus contains more rock and ice than Jupiter and Saturn. It rotates on its axis once every 17 hours and orbits the Sun once every 84 years. Unlike the other planets, Uranus’ axis is tilted so that the planet rotates on its side. Given Uranus’ long period of orbit, this translates into a 20-year winter or summer! Uranus has 27 known satellites.

Infrared composite of the two hemispheres of Uranus showing the rings.
Image courtesy of Lawrence Sromovsky, University of Wisconsin- Madison/ W. M. Keck Observatory.

Color image by the Voyager 2 spacecraft of Neptune.
Image courtesy of JPL, NASA.

Neptune is the farthest gas giant planet. Neptune spins on its axis once every 16 hours, and an orbit around the Sun takes 165 years. Like Uranus, it has methane in its atmosphere, which gives it its blue hue. Neptune has the fastest winds in the Solar System (2000 kilometers per hour or 1250 miles per hour), and some massive storm systems that move within its atmosphere. It has 14 known moons and 4 rings.

Pluto is a dwarf planet, orbiting the Sun much farther than the planets. However, Pluto has a highly elliptical orbit and sometimes is inside of Neptune’s orbit. Pluto rotates on its axis once every 6 days, and its journey around the Sun takes 240 Earth years. It is a small icy, rocky body. Pluto has one well known moon Charon, which is half Pluto’s size, and four smaller moons.


Conclusion

In this article, we discussed about the Solar System Formation and the Nebular theory proposed by Laplace, how it came into being, and what were the reasons for its rejection.

We also discussed, in brief, the theories that followed the nebular theory. At last, we discussed how the Sun and planets came into being.

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What is the thickness of the Solar System disk? - Astronomie

Dynamics of planetary motion

The orbits, spins and motions in the Solar System also provide clues to its formation. As we saw when discussing the night sky, the Solar System has a lot of regularity to it. Most of the planets (and Sun) orbit and spin in the same direction (counterclockwise as viewed from above the Ecliptic). Planets have nearly circular velocities, and the planets stay close to the ecliptic -- the path of the Earth round the Sun. In other words, the Solar System is a flattened spinning system. There are exceptions to this, notably Pluto among the planets, which has a tilted eccentric orbit, and Venus, Uranus and Pluto, which have retrograde spin.

Disk formation appears to be common around newly forming stars. This is significant, because it suggests that planet formation (out of the material of the rotating protoplanetary disk) may also be a common phenomenon. Recall our study of conservation of angular momentum and conservation of energy. As the early solar nebula formed, it's heat increased with gravitational collapse, and it formed a flattened, spinning disk. This structure and these motions are reflected in the current constituents of the Solar System. The temperature differences will result in the formation of two distinct types of planets. Our model can be tested by studying the properties of disks around other forming stars.

Sizes of Planets and Clues to Composition

Inner Solar System bodies (including the belt asteroids) are rocky bodies, and quite small (none is bigger than the Earth), while the outer Solar System bodies are icy, where they are solid at all. The giant planets have huge atmospheres of hydrogen and helium around predominantly icy cores. They are surrounded by many moons, and by rings of ice and dust.

The clue to why the inner and outer Solar System bodies have such different sizes and composition despite forming from a common nebula lies in realizing that all this planet formation was going on at the the same time as the proto-Sun was "turning on" the inner Solar System was much hotter than the outer Solar System. The key idea is that the solids that eventually made up the planets condensed as small grains out of the nebular gas. le condensation sequence of materials with temperature meant that the kinds of grains that could condense out as solids would depend on the temperature of the nebula at that location. Near the terrestrial planets, where nebular temperatures reached about 1500 degrees K, only metallic grains, and silicates (the material of rocky and iron cores) could form solids, so the inner planets and asteroids are made of silicate rocks and metals. Only in the outer Solar System could the lighter solids (water ices, carbon dioxide, methane, and ammonia ices) condense as well. This explains the difference in composition between the planets in the inner and outer Solar System. There is a size difference because the ices are made up of C, N, H, O -- elements which are much more abundant in the solar nebula than Fe, Si, Mg, metals that formed the grains in the inner Solar System. This made it easy for the outer Solar System planets to grow into giant worlds. The outer planets are large enough that they probably formed their own "mini-disks" around themselves, that eventually evolved into their own miniature "solar systems", with moons and rings. The ices formed low-density worlds worlds, with compositions much like the Sun (mainly hydrogen), while the metallic grains and silicates formed high-density rocky terrestrial planets.

Holding onto Nebular Gases Another crucial difference between the inner and outer Solar System is that the giant outer planets grew massive enough that their gravity could hold onto the original H and He gases of the nebula, and indeed, pull these in directly from the nebula (once planets had grown to about 15 earth masses) and retain these light elements. This was impossible for the inner planets, both because of the high temperatures (which made it easier for light gas molecules to escape a planet's gravitational field), and the small gravitational masses of the terrestrial planets.

Growing Planets from Planetesimals

We think all the bodies in the Solar System were formed initially from dust grains sticking to one another to form larger and larger bodies. These larger bodies are called planetesimals. Initially, dust grains just stick to one another, but as really big bodies form, they can also gravitationally attract neighboring particles and bodies to grow even bigger. Eventually, the biggest bodies win: these become the planets. Some of this material might not go on to form planets. (For example, the asteroid belt is thought to be a planet which did not succeed in forming, due to the gravitational disruption of Jupiter).

Once the Sun `turned on', radiation pressure and a dense wind from the Sun probably cleared out most of the material. Some of this left over `debris' from the planet making process survives as asteroids and comets. Their compositions (rocky or icy) reflects the sites of their original formation in the inner or outer regions of the Solar System. The early clearing out of debris created a period of early cratering. Some of the later collisions result in `captured' moons, which may have unusual orbits that do not reflect the original patterns of motion in the forming Solar System.

The Age of the Solar System

Dating the Solar System is accomplished by investigating naturally occurring radioactivity in solid rocks. We are then really considering the time to the solidification of the rock in question. A parent nucleide spontaneously undergoes a radioactive process, that alters the nucleus and gives off energy. The time for half the sample of nuclei to decay is the half-life of the species in question. By considering the ratio of parent to daughter nuclei, the time to the solidification can be calculated, provided the initial composition can be guessed at. This guessing is done by knowing something about the naturally occurring isotopic ratios in the sample (nuclei with the same number of protons -- same element -- but different numbers of neutrons -- different isotopes.) For example, Uranium-238 decays into Lead-206 with a half life of 4.5 billion years (Gyr) and the Lead-206 to Lead-204 ratio gives the initial state, since Lead-204 is not a daughter species. The oldest Earth rocks dated in this way are 3.8 Gyr old. The age of the Solar system is generally reckoned to be that of the oldest meteorites, about 4.6 Gyr.

The chronology of the Moon is quite well determined by radioactive dating of rocks brought back by the Apollo Program astronauts. The heavily cratered Highlands contrast with the younger, less cratered Maria floors which are upwellings of basalts that are much younger than the impacts that formed the basins themselves. The craters on the Moon and Mercury are impact craters from meteorite impacts and, the older the surface, the more impacts it shows. However, the lunar record shows that there must have been a period of very heavy bombardment about 4 billion years ago to account for the very high crater density in the Highlands. The youngest features on the Moon are the craters like Tycho and Copernicus, about 200 million years old ejecta from these impacts overlies older terrain --- the principle of stratigraphy: new stuff is on top of old stuff. We believe that all these objects formed at roughly the same time.


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