Formation du système solaire

Il y a 4,568 milliards d'années, un nuage moléculaire interstellaire de gaz et de poussières commença à s'effondrer sur lui-même, probablement déclenché par l'onde de choc d'une supernova voisine. Cette nébuleuse solaire primitive contenait l'héritage de générations d'étoiles antérieures : 73 % d'hydrogène, 25 % d'hélium, et 2 % d'éléments plus lourds forgés dans des étoiles et dispersés par des supernovae. Les isotopes radioactifs de courte durée de vie détectés dans les météorites primitives (aluminium-26, fer-60) prouvent cette origine supernova — ils ne pouvaient pas s'être formés 4,6 milliards d'années plus tôt. En s'effondrant, la nébuleuse conserva son moment angulaire et s'aplatit en un disque protoplanétaire (nébule solaire) tournant autour d'un protosol en formation au centre. Ce disque s'étendait sur des centaines d'UA, avec une densité et une température décroissant avec la distance au centre. La « ligne des glaces » (ou frontière des glaces), à environ 3–5 UA, séparait les régions internes chaudes (glaces vaporisées, seules les roches et métaux réfractaires solides) des régions externes froides (glaces d'eau, CO₂, NH₃ sous forme solide). Cette ligne explique la division fondamentale du Système Solaire : planètes rocheuses internes, planètes géantes externes. Les protoplanètes se formèrent par accrétion : des grains de poussière microscopiques se collent par forces de Van der Waals en agrégats, ces agrégats croissent en planétésimaux de quelques km, puis les planétésimaux s'agglomèrent par gravité en corps de la taille de la Lune (protoplanètes). La chronologie est remarquablement rapide : les premiers planétésimaux se formèrent en quelques millions d'années, Jupiter (la première planète géante) atteignit sa masse actuelle en moins de 10 millions d'années — avant que le Soleil ne disperse le gaz résiduel du disque par son vent stellaire intense.