Un nouveau modèle pour l’origine des planètes telluriques du système solaire : l’Instabilité Précoce

Mars est une planète bizarre.

Il y a quatre planètes rocheuses dans le Système Solaire. La terre et Vénus ont une taille similaire. Mais les planètes Mars et Mercure sont toutes petites. Mercure a une excuse – elle est la plus proche du soleil et très enrichie en fer. Mais qu’est ce qui se passe avec Mars ? Pourquoi est-elle si petite (seulement 11% de la masse de la Terre) ?

Le problème du « petit Mars » arrive lorsque l’on essaye de comprendre la formation du Système Solaire. Quand on fait des simulations de la croissance de planètes a partir d’un disque continu de matière rocheuse (voir l’animation ici), le Système Solaire obtenu ne ressemble pas au système actuel :

Dans les simulations, les analogues de Mars deviennent beaucoup trop grands. Ils ont en général une masse proche de celle de la Terre, c’est à dire neuf fois plus massives que le vrai Mars.

À ce jour, il existe deux solutions possibles au problème du petit Mars. La première s’appelle le modèle du Grand Tack (publié en 2011), qui propose que le Système Solaire interne a été sculpté par la migration de Jupiter. La deuxième s’appelle la ceinture d’astéroïdes de faible masse (ou « Low-mass Asteroid belt »), qui propose qu’il n’y ait jamais eu une masse d’objets rocheux suffisante entre les orbites de la Terre et de Jupiter pour former un Mars de la masse de la Terre.

Mais il existe une nouvelle solution qui est d’un certain point de vue plus simple que les autres. Elle s’appelle l’Instabilité Précoce. Le développement de ce modèle a été mené par Matt Clement de l’Université d’Oklahoma aux USA, en collaboration avec Sean Raymond du LAB.

Ce nouveau scénario est basé sur un modèle d’évolution du Système solaire appelé le modèle de Nice (page Wikipedia du modèle de Nice). Dans le modèle de Nice, les planètes géantes du Système Solaire ont subi une instabilité orbitale. Pas une instabilité aussi forte que celles qui – on pense – ont lieu dans beaucoup de systèmes exoplanétaires, mais une instabilité quand même.

L’animation ci-dessous illustre l’idée. Les planètes géantes se sont probablement formées dans une configuration orbitale plus compacte que celle d’aujourd’hui, avec une ceinture de petits corps rocheux (planétésimaux) externe. Après un certain temps, survient une instabilité parmi les planètes géantes, ce qui change la forme de leur orbite. Une planète similaire à Neptune ou Uranus est éjectée entièrement du Système Solaire, ainsi que la grande majorité des planétésimaux.

Animation de l’instabilité du « modèle de Nice ».  Le temps zéro correspond au déclenchement de l’instabilité. Les points verts sont des planétésimaux : des restes rocheux/glacés de la formation des planètes. Les courbes représentent les orbites des planètes géantes (avec une cinquième planète géante qui est éjectée). Credit: David Nesvorny/SWRI.

Cette instabilité donne une explication à beaucoup de caractéristiques du Système Solaire : les orbites de planètes géantes, la structure de la ceinture d’astéroïdes, les astéroïdes Troyens de Jupiter, et la ceinture de Kuiper, ainsi que les orbites des satellites irréguliers des planètes géantes.

Il a été initialement proposé que cette instabilité aurait eu lieu tardivement, au moins 500 millions d’années après le début de la formation du Système Solaire. L’idée était d’expliquer le Grand bombardement tardif, un pic apparent dans le taux de bombardement des cratères lunaires.

Cependant, de nouvelles analyses de météorites et des cratères lunaires indiquent que le grand bombardement tardif n’a probablement jamais eu lieu. Le pic de bombardement serait plutôt une illusion, la queue d’une distribution d’impacts de petits corps qui représentent les restes de la formation des planètes telluriques (voir ici ou ici pour plus d’infos).

Nous pensons toujours que l’instabilité parmi les planètes géantes a eu lieu, mais elle s’est probablement passée beaucoup plus tôt. Peut-être même pendant la formation des planètes telluriques. On se pose donc la question : quel serait l’effet de cette instabilité sur la croissance des planètes rocheuses ?

Animation faite par Matt Clement qui commence avec les briques de construction des planètes telluriques près du jeune Soleil. On y voit également les planètes géantes (en noir), un disque externe de planétésimaux (comme les points verts dans l’animation précédente). Il y a bien une planète géante en extra qui sera éjectée lors de l’instabilité.

Quand l’instabilité se produit, après 10 millions d’années (Myr), les orbites des astéroïdes deviennent très excitées, ainsi que celles des objets dans la zone de formation de Mars. Ceci a comme effet d’avorter la croissance de Mars et de diminuer la densité de corps dans la ceinture d’astéroïdes. L’instabilité n’a que très peu d’effet sur la croissance de la Terre et de Vénus, et ces planètes deviennent beaucoup plus grandes que Mars, comme dans le Système Solaire actuel. Une jolie solution au problème du petit Mars.

Parmi toutes les simulations réalisé, les chercheurs ont trouvé que les simulations qui reproduisaient le mieux les planètes telluriques sont aussi celles qui reproduisent le mieux les planètes géantes. C’est séduisant parce que cela pourrait simplifier notre vision de l’évolution du Système Solaire : un seul évènement (l’instabilité) peut expliquer le Système Solaire interne et externe.

Donc il existe maintenant trois modèles concurrents pour expliquer le Système Solaire : les modèles du Grand Tack, Low-mass asteroid belt et de l’Instabilité Précoce (Early Instability).  Voici une comparaison entre ces modèles:


Trois modèles concurrents pour expliquer l’évolution du Système Solaire (référence ici).

On ne peut jamais confirmer un modèle, seulement le réfuter. Chacun de ces trois modèles a son talon d’Achille. Pour le Grand Tack c’est le mécanisme de migration. Pour que Jupiter et Saturne puissent migrer vers l’extérieur, il faut que Jupiter soit entre deux et quatre fois plus massif que Saturne. Mais les planètes grandissent pendant leur migration. Peuvent-elles maintenir le bon rapport de masse pendant cette migration ? Pour le modèle de la ceinture d’astéroïdes de faible masse, le problème réside dans des conditions initiales un peu ad-hoc. Est-ce que les briques de construction des planètes telluriques se sont vraiment formées dans un anneau fin entre les orbites de Venus et de la Terre ? Et pour le modèle de l’Instabilité Précoce, le grand inconnu est le timing de l’instabilité entre planètes géantes. Si l’instabilité a eu lieu très tôt le modèle marche bien, mais si elle a eu lieu après que la formation des planètes telluriques soit finie, l’instabilité n’aurait pas pu les affecter.

Dans les années qui viennent nous pourrons utiliser des moyens théoriques et empiriques pour tester ces problèmes et découvrir quels modèles pourraient être écartés. Par contre, il est très probable que de nouveaux modèles voient le jour !

Pour conclure, une pensée philosophique. On peut se demander : s’il y avait déjà deux modèles plausibles pour résoudre le problème du petit Mars, pourquoi est-ce qu’il nous en fallait un autre ? Eh bien, souvenez-vous que nous essayons de comprendre quelque chose qui s’est passée il y a presque cinq milliards d’années. Ça serait comme essayer de résoudre un crime du 14ème siècle avec juste quelques mouchoirs de la période et une peinture (qui elle-même aurait pu être modifiée entre temps). Ce n’est pas facile. Ça vaut donc la peine de considérer toute explication possible. En fait, deux de ces modèles (et peut-être tous les trois) doivent forcément être faux.

Contact au LAB : Sean Raymond

Pour aller plus loin :
Clement, Matthew S.; Kaib, Nathan A.; Raymond, Sean N.; Walsh, Kevin J. Icarus, Volume 311, p. 340-356.
Site web de Matt Clement
Un article expliquant le modèle du Grand Tack
Un article expliquant le modèle de la ceinture d’astéroïdes de faible masse
Une vidéo (MOJO) expliquant tout cela
Le blog de Sean Raymond : planetplanet.net