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{{Palette Naissance des étoiles}}
L''''hypothèse de la [[nébuleuse solaire]]''' est le [[modèle]] le plus communément accepté pour expliquer la [[Formation et évolution du Système solaire|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 publiée de manière anonyme en 1755 dans une monographie intitulée ''{{Lien|langue=en|trad=Universal Natural History and Theory of Heaven|fr=Histoire naturelle générale et théorie du ciel}}''.

Originellement appliqué seulement au Système solaire, ce processus de formation des [[système planétaire|systèmes planétaires]] est aujourd'hui largement considéré comme étant à l'œuvre dans l'ensemble de l'Univers<ref name=Montmerle2006 />. La variante moderne la plus acceptée de cette théorie est le '''modèle du disque de la nébuleuse solaire''' (MDNS)<ref name=Woolfson1993 /> 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 [[orbite circulaire|circulaires]] et [[coplanaire]]s des [[planète]]s, 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|hydrogène moléculaire]] – des [[nuage moléculaire|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<ref name=Montmerle2006 />.

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 [[planétésimal|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 {{incise|{{unité/2|100000|à=300000|ans}}}} d'[[protoplanète|embryons planétaires]], qui peuvent varier de la taille d'un [[satellite naturel]] jusqu'à celle de [[Mars (planète)|Mars]]. Plus près de l'étoile, les embryons planétaires entrent dans un stade de fusionnement violent, produisant des [[planète tellurique|planètes telluriques]]. Cette dernière étape peut prendre environ 100 millions à un milliard d'années<ref name=Montmerle2006 />.

La formation des [[Planète géante|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 [[masse terrestre (unité)|masses terrestres]] (M<sub>⊕</sub>), 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<sub>⊕</sub>, le processus s'accélère et procède de manière emballée. Des planètes comme [[Jupiter (planète)|Jupiter]] et [[Saturne (planète)|Saturne]] sont considérées comme ayant accumulé la majorité de leur masse dans une période de seulement {{unité|10000|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 [[Planète géante de glaces|géantes de glace]], comme [[Uranus (planète)|Uranus]] ou [[Neptune (planète)|Neptune]], seraient des « noyaux échoués », qui se seraient formés trop tard, alors que le disque avait presque totalement disparu<ref name=Montmerle2006 />.

== Histoire ==
En 1644, [[René Descartes|Descartes]] décrit dans les ''[[Les Principes de la philosophie|Principia philosophiae]]'' un mécanisme de formation du système solaire fondé sur des mouvements tourbillonnaires incessants qui animeraient un fluide subtil dans lequel baignerait notre monde.

En 1687, dans les ''[[Philosophiæ naturalis principia mathematica|Philosophiae naturalis principia mathematica]]'', [[Isaac Newton|Newton]] critique le modèle de Descartes mais sans formuler par ailleurs une hypothèse cosmogonique précise<ref name=":1">{{Lien web |auteur=Dominique Proust |titre=La nébuleuse primitive |url=https://www.universalis.fr/encyclopedie/systemes-planetaires/2-la-nebuleuse-primitive/ |site=Encyclopedia Universalis}}.</ref>.

En 1734, [[Emanuel Swedenborg]] propose des hypothèses sur la nébuleuse solaire<ref name="Swedenborg1734">{{Ouvrage|langue=en|auteur1=Emanuel Swedenborg|titre=(Principia) Latin : Opera Philosophica et Mineralia (English : Philosophical and Mineralogical Works)|volume=I|éditeur=|année=1734}}.</ref>{{,}}<ref name="Httpwwwnewchurchhistoryorgarticlesglbbakerpdf">{{article|langue=en|auteur=Gregory L. Baker|titre=Emanuel Swedenborg - An 18th century cosmologist|périodique=The Physics Teacher|date=octobre 1983|url=http://www.newchurchhistory.org/articles/glb2007/baker.pdf |format=pdf |consulté le=23 décembre 2015|pages=441-446}}.</ref>. 

En 1745, [[Georges-Louis Leclerc de Buffon|Buffon]] postule que les planètes auraient été expulsées du Soleil lors d'une collision rasante d'une comète passant à son périhélie<ref name=":1" />.

[[Emmanuel Kant]] est familier avec le travail de Swedenborg et s'en prendra à lui en 1766 dans ''Les rêves d’un visionnaire'' pour démontrer l’impossibilité de l’intuition intellectuelle<ref>{{Ouvrage|prénom1=Immanuel|nom1=Kant|prénom2=Francis|nom2=Courtès|titre=Rêves d'un visionnaire|éditeur=Vrin|collection=Bibliothèque des textes philosophiques|date=2013|isbn=978-2-7116-0437-1|consulté le=2024-04-25}}.</ref>.
Mais il est surtout interpellé par les hypothèses de Newton et développe à sa suite une théorie de formation du système solaire et des galaxies qu'il publie de manière anonyme en 1755<ref>{{Ouvrage|auteur1=Emmanuel Kant|traducteur=Charles Wolf|langue originale=de|titre=Histoire naturelle générale et théorie du ciel. Essai sur la constitution et l’origine mécanique de l’univers d’après les lois de Newton|lieu=Paris|éditeur=Gauthier-Villars|collection=Les Hypothèses cosmogoniques|année=1886|wikisource=Histoire naturelle générale et théorie du ciel}}.</ref>{{,}}<ref name=":0">{{Ouvrage|prénom1=Immanuel|nom1=Kant|prénom2=Pierre|nom2=Kerszberg|titre=Histoire générale de la nature et théorie du ciel|éditeur=Vrin|collection=Bibliothèque des textes philosophiques|année=1984|isbn=978-2-7116-0850-8|consulté le=2024-04-25}}.</ref>{{,}}<ref>{{Ouvrage|langue=de|auteur1=Immanuel Kant|titre=Allgemeine Naturgeschichte und Theorie des Himmels oder Versuch von der Verfassung und dem mechanischen Ursprunge des ganzen Weltgebäudes nach Newtonischen Grundsätzen abgehandelt|lieu=Königsberg, Leipzig|éditeur=Petersen|année=1755|lire en ligne=https://www.deutschestextarchiv.de/kant_naturgeschichte_1755}}.</ref>. Il y postule que les nuages gazeux, les [[nébuleuse]]s, tournent lentement, s'effondrent graduellement et s'aplatissent à cause de la [[gravité]], formant éventuellement des [[étoile]]s et des planètes<ref name="Woolfson1993">{{article|langue=en|prénom=Michael M.|nom=Woolfson|titre=The Solar System – its origin and evolution|journal=Quarterly Journal of the Royal Astronomical Society|volume=34|année=1993|bibcode=1993QJRAS..34....1W |pages=1–20}}.</ref>{{,}}<ref>{{article|langue=en|auteur=Stephen Palmquist|titre=Kant's Cosmogony Re-Evaluated|périodique=Studies in History and Philosophy of Science|volume=18|numéro=3|date=septembre 1987|pages=255-269}}.</ref>. Sa Théorie du ciel tente de résoudre les questions cosmologiques laissées de côté par Newton. Il décrit la structure de notre galaxie et applique sa conception aux nébuleuses extra-galactiques, postulant une théorie des univers-îles, répartis dans le vide intergalactique et évoluant calmement et de manière isolée<ref name=":0" />. Les observations astronomiques ultérieures ont cependant prouvé que les galaxies n'évoluent pas de manière isolée mais que leur évolution se fait par l’interaction avec leur environnement et les autres galaxies<ref>{{Lien web |auteur=Myriam Rodrigues |titre=Les galaxies ne sont pas des univers îles |url=https://www.observatoiredeparis.psl.eu/les-galaxies-ne-sont-pas-des-univers-iles.html |site=Observatoire de Paris |date=1 décembre 2008}}.</ref>.

Un modèle de nébuleuse solaire semblable à celui de Kant est indépendamment développé et proposé par [[Pierre-Simon de Laplace]]<ref name=Woolfson1993 /> en 1796, dans son ''[[:s:Exposition du système du monde|Exposition du système du monde]]''. Il y postule que le Soleil avait, originellement, une atmosphère chaude étendue à la grandeur du volume du Système solaire. Sa théorie soutient qu'il y a eu contraction et refroidissement du nuage protosolaire {{Incise|la nébuleuse protosolaire|oui}}. Lors de son refroidissement et de sa contraction, il s'est aplati et s'est mis à tourner plus rapidement, jetant une série d'anneaux gazeux de matière, et selon lui, les planètes se sont condensées et sont apparues de cette matière. Son modèle est similaire à celui de Kant, mais plus détaillé et sur une plus petite échelle<ref name=Woolfson1993 />. Alors que le modèle nébulaire laplacien est celui qui domine le {{s-|XIX}}, il rencontre bon nombre de difficultés. Son principal problème réside dans la distribution du [[moment cinétique]] entre le Soleil et les planètes. En effet, les planètes possèdent 99 % du moment cinétique, et ce fait ne peut pas être expliqué par son modèle<ref name=Woolfson1993 />. Conséquemment, cette théorie de la formation des planètes est largement abandonnée au début du {{s-|XX}}.

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Fichier:Emmanuel Swedenborg.jpg|alt=Portait d'Emanuel Swedenborg.|[[Emanuel Swedenborg]].
Fichier:Immanuel Kant - Gemaelde 1.jpg|alt=Portrait d'Emmanuel Kant.|[[Emmanuel Kant]].
Fichier:Laplace, Pierre-Simon, marquis de.jpg|alt=Portrait de Pierre-Simon de Laplace.|[[Pierre-Simon de Laplace]].
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L'abandon du modèle laplacien a motivé les scientifiques à lui trouver un remplaçant. Au cours du {{s-|XX|e}}, plusieurs théories sont proposées, incluant la ''{{lang|en|Planetesimal theory}}'' de [[Thomas Chrowder Chamberlin]] et [[Forest Ray Moulton]] (1901), le ''{{lang|en|Tidal model}}'' de [[James Jeans|James Hopwood Jeans]] (1917), le ''{{lang|en|Accretion model}}'' de [[Otto Schmidt]] (1944), la ''{{lang|en|Protoplanet theory}}'' de [[William McCrea (astronome)|William McCrea]] (1960) et, finalement, la ''{{lang|en|Capture theory}}'' de [[Michael Woolfson]]<ref name=Woolfson1993 />. En 1978, {{Lien|langue=en|trad=Andrew_Prentice|fr=Andrew Prentice|texte=Andrew Prentice}} ressuscite les idées laplaciennes à propos de la formation des planètes et développe la théorie laplacienne moderne<ref name=Woolfson1993 />. Aucun de ces essais n'obtient un succès complet et plusieurs des théories suggérées sont avant tout seulement descriptives.

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Fichier:T.C.Chamberlin.gif|alt=Photo de Thomas Chrowder Chamberlin.|[[Thomas Chrowder Chamberlin]].
Fichier:Forest Ray Moulton AAAS 1947.jpg|alt=Photo de Ray Moulton.|[[Forest Ray Moulton]].
Fichier:James Hopwood Jeans.jpg|alt=Photo de James Jeans.|[[James Jeans]].
Fichier:Otto Schmidt.jpg|[[Otto Schmidt]].
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La naissance de la théorie moderne largement acceptée de la formation planétaire {{Incise|le modèle du disque nébuleux solaire}} peut être accordée à l'astronome [[Union des républiques socialistes soviétiques|soviétique]] [[Viktor Safronov]]<ref name="NewScientist">{{lien web |langue=en |auteur=Nigel Henbest |titre=Birth of the planets: The Earth and its fellow planets may be survivors from a time when planets ricocheted around the Sun like ball bearings on a pinball table |url=https://www.newscientist.com/channel/solar-system/comets-asteroids/mg13117837.100 |éditeur=New Scientist |année=1991 |consulté le=2008-04-18}}.</ref>. Son livre ''{{lang|en|Evolution of the protoplanetary cloud and formation of the Earth and the planets}}''<ref name="Safronov1972">{{Ouvrage|langue=en|prénom1=Viktor Sergeevich|nom1=Safronov|titre=Evolution of the Protoplanetary Cloud and Formation of the Earth and the Planets|éditeur=Israel Program for Scientific Translations|année=1972|pages totales=206|isbn=0-7065-1225-1}}.</ref>, traduit en anglais en 1972, a eu un effet durable sur la manière dont les scientifiques pensent et conçoivent la formation des planètes<ref name="Safronov">{{article|langue=en|auteur=George W. Wetherill|titre=Leonard Medal Citation for Victor Sergeevich Safronov|journal=Meteoritics|volume=24|année=1989|doi=10.1111/j.1945-5100.1989.tb00700.x|bibcode=1989Metic..24..347W|page=347}}.</ref>. Dans cet ouvrage, presque tous les problèmes majeurs du processus de la formation des planètes sont formulés et quelques-uns d'entre eux sont même résolus.

Ses idées sont davantage développées dans les travaux de [[George Wetherill]], qui découvre l'[[accrétion|accrétion exponentielle]]<ref name=Woolfson1993 />. Originellement appliqué seulement au Système solaire, le « Modèle du Disque de Nébuleuse Solaire » (MDNS) a été ensuite généralisé à l'ensemble de l'Univers par les théoriciens.

== Modèle de la nébuleuse solaire : succès et problèmes ==
=== Succès ===
Le processus de formation des étoiles résulte naturellement en l'apparition du [[disque d'accrétion]] autour du jeune objet stellaire<ref name=Andre1994 />. À l'âge d'environ 1 million d'années, 100 % des étoiles risquent d'avoir un tel disque<ref name=Haisch2001 />. Cette conclusion est soutenue par la découverte de disques gazeux et poussiéreux autour de [[proto-étoile|protoétoiles]] et d'étoiles T Tauri, ainsi que par des considérations théoriques<ref name=Padgett1999 />. L'observation de tels disques montre que les grains de poussière à l'intérieur de ceux-ci grandissent sur de courts intervalles de temps (milliers d'années), produisant des particules d'environ {{unité|1|centimètre}}<ref name=Kessler-Silacci2006 />.

Le processus d'accrétion, par lequel des [[planétésimal|planétésimaux]] d'{{unité|1|km}} d'envergure grossissent en des corps de {{unité|1000|km}} de diamètre, est aujourd'hui bien compris<ref name=Kokubo2002 />. Ce processus se développe à l'intérieur de n'importe quel disque où la densité de planétésimaux est suffisamment élevée, et se produit de manière emballée. Plus tard, la croissance ralentit et se transforme en une accrétion dite « oligarchique ». Le résultat final est la formation d'[[protoplanète|embryons planétaires]] de grandeurs diverses, qui dépend de sa distance du Soleil<ref name=Kokubo2002 />. Différentes simulations ont démontré que la fusion d'embryons dans la partie interne du disque protoplanétaire mène à la formation de planètes de la taille de la Terre. C'est pour cela que l'origine des [[planète tellurique|planètes telluriques]] est aujourd'hui considérée comme un problème presque résolu<ref name=Raymond2006 />.

=== Problèmes et critiques ===
Les caractéristiques physiques des disques d'accrétion posent certains problèmes<ref name=Wurchterl2004 />. Le plus important est celui où la matière, qui est accrétée par la protoétoile, perd de son moment cinétique. Une explication possible, suggérée par [[Hannes Alfvén]], est que le moment cinétique est perdu par le [[vent solaire]] lors de sa phase [[Étoile variable de type T Tauri|T Tauri]]. Le mouvement serait donc transporté dans les parties extérieures du disque par des {{quoi|stress de [[viscosité]]}}<ref name="lynden-bell_1974">{{Article|langue=en|prénom1=Donald|nom1=Lynden-Bell|prénom2=Jim E.|nom2=Pringle|titre=The Evolution of Viscous Discs and the Origin of the Nebular Variables|périodique=[[Monthly Notices of the Royal Astronomical Society]]|volume=168|numéro=3|pages=603–637|date=1974-09|issn=0035-8711|issn2=1365-2966|doi=10.1093/mnras/168.3.603 |consulté le=2024-01-15}}.</ref>. La viscosité est générée par une [[turbulence]] macroscopique, mais le mécanisme précis qui produit cette turbulence n'est pas bien connu. Un autre processus possible est le [[Freinage magnétique (astronomie)|freinage magnétique]], où la rotation de l'étoile est transférée au disque qui l'entoure via son [[champ magnétique stellaire|champ électromagnétique]]<ref>{{article|langue=en|prénom=Terry|nom=Devitt|titre=What Puts The Brakes On Madly Spinning Stars?|périodique=University of Wisconsin-Madison|date=31 janvier 2001|url=http://www.news.wisc.edu/5732|consulté le=2013-04-09}}.</ref>. Le processus principal responsable de la disparition du gaz dans le disque est la « diffusion visqueuse » et la « [[photo-évaporation]] »<ref name="dullemond_2007">{{Ouvrage|langue=en|prénom1=B.|nom1=Reipurth|prénom2=D.|nom2=Jewitt|prénom3=K.|nom3=Keil|prénom4=P.|nom4=D'Alessio|titre=Protostars and Planets V|lieu=Tucson, AZ|éditeur=University of Arizona Press|année=2007|pages totales=555-572|isbn=978-0-8165-2654-3|arxiv=astro-ph/0602619 |titre chapitre=Models of the Structure and Evolution of Protoplanetary Disks}}.</ref>{{,}}<ref name="clarke_2011">{{Chapitre|langue=en|auteur1=Cathie Clarke|titre chapitre=The Dispersal of Disks around Young Stars|numéro chapitre=8|auteurs ouvrage=Paulo J. V. Garcia|titre ouvrage=Physical Processes in Circumstellar Disks around Young Stars|lieu=Chicago|éditeur=University of Chicago Press|année=2011|passage=355–418|doi=https://doi.org/10.7208/9780226282305}}.</ref>.

La formation de planétésimaux est le plus grand problème non résolu dans le modèle du disque nébuleux. En effet, les mécanismes en jeu pour amener l'agglutinement de particules de {{unité|1|cm}} de diamètre en planétésimaux de {{unité|1|km}} restent un mystère. Ces mécanismes semblent être la clé qui pour comprendre pourquoi certaines étoiles ont des planètes, alors que d'autres n'ont rien autour d'elles, même pas de [[disque de débris|ceintures de poussières]]<ref name=Youdin2002 />.

La formation des [[Planète géante|planètes géantes]] est un autre problème irrésolu. Les théories présentes sont incapables d'expliquer comment leurs noyaux peuvent se former assez rapidement pour accumuler des quantités significatives de gaz aussi rapidement du disque protoplanétaire qui disparait<ref name=Kokubo2002 />{{,}}<ref name=Inaba2003 />. La faible durée de vie des disques, qui est de moins de 10 millions d'années, apparait comme étant plus courte que le temps nécessaire pour la formation de leur noyau<ref name=Haisch2001 />.

Un autre problème de la formation des planètes géantes est leur migration. Des calculs montrent que leurs interactions avec le disque peut causer une migration interne rapide, qui, si non arrêtée, peut se traduire par la planète atteignant les {{citation|régions centrales encore en tant qu'objet sub-jovien{{trad|en|central regions still as a sub-Jovian object}}{{,}}{{sfn|texte=Papaloizou ''et al.''|2007|p=10|id=papa}}}} . Une des critiques les plus importantes a été formulée par [[James Clerk Maxwell]] au {{s-|XIX|e}}, qui soutient que la {{citation|différence de rotation entre la partie interne et la partie externe de l'anneau}} ne permettrait pas la condensation de matière<ref>{{Ouvrage|langue=en|auteur1=George H. A. Cole|titre=Planetary Science|sous-titre=The Science of Planets around Stars|éditeur=Michael M. Woolfson|année=2013|numéro d'édition=2|passage=190|isbn=}}.</ref>. Cela a aussi été rejeté par l'astronome [[David Brewster]], qui dit que {{citation|ceux qui croient en la théorie de la nébuleuse solaire considèrent comme une certitude le fait que la matière solide et l'atmosphère de notre planète proviennent d'un anneau jeté de l'atmosphère solaire, qui s'est ensuite contracté en une sphère terrestre solide, de laquelle la [[Lune]] a été éjectée par le même procédé{{trad|en|those who believe in the Nebular Theory consider it as certain that our Earth derived its solid matter and its atmosphere from a ring thrown from the Solar atmosphere, which afterwards contracted into a solid terraqueous sphere, from which the Moon was thrown off by the same process}}}}. Il argumente que selon une telle vision, {{citation|la Lune doit nécessairement avoir possédé de l'eau et de l'air provenant des parties humides et gazeuses de la Terre et devrait donc avoir une atmosphère{{trad|en|the Moon must necessarily have carried off water and air from the watery and aerial parts of the Earth and must have an atmosphere}}{{,}}{{sfn|Brewster|1876|p=153}}}}. Brewster soutient que les croyances religieuses de [[Isaac Newton|Sir Isaac Newton]] ont précédemment considéré les idées nébulaires comment tendant vers l'[[athéisme]], et il le cite ainsi : {{citation|La croissance de nouveaux systèmes provenant d'anciens, sans présence d'intervention divine, lui semblait apparemment absurde{{trad|en|the growth of new systems out of old ones, without the mediation of a Divine power, seemed to him apparently absurd.}}{{,}}{{sfn|Brewster|1876|p =233}}.}}

== Formation d'étoiles et de disques protoplanétaires ==

=== Protoétoiles ===
[[Fichier:Ssc2005-02b.jpg|vignette|Images en [[spectre visible|lumière visible]] (gauche) et [[infrarouge]] (droite) de la [[nébuleuse Trifide]], une pouponnière d'étoiles située à {{unité|5400|[[année-lumière|années-lumière]]}} de la Terre dans la [[Sagittaire (constellation)|constellation du Sagittaire]].]]
{{Article détaillé|Protoétoile}}

Les [[étoile]]s se formeraient à l'intérieur de nuages géants d'hydrogène moléculaire froid, des [[Nuage moléculaire|nuages moléculaires]] géants d'environ {{unité|300000|masses solaires}} et {{Unité|20 [[parsecs]]}} (pc) de diamètre<ref name="Montmerle2006">{{Article|langue=en|prénom1=Thierry|nom1=Montmerle|prénom2=Jean-Charles|nom2=Augereau|prénom3=Marc|nom3=Chaussidon|prénom4=Mathieu|nom4=Gounelle|auteur5=Bernard Marty|auteur6=Alessandro Morbidelli|titre=3. Solar System Formation and Early Evolution: the First 100 Million Years|périodique=Earth, Moon, and Planets|volume=98|numéro=1-4|pages=39–95|date=2006-10-27|issn=0167-9295|issn2=1573-0794|doi=10.1007/s11038-006-9087-5|lire en ligne=http://link.springer.com/10.1007/s11038-006-9087-5|consulté le=2023-08-26}}.</ref>{{,}}<ref name="Pudritz2002">{{article|langue=en|prénom=Ralph E.|nom=Pudritz|titre=Clustered Star Formation and the Origin of Stellar Masses|journal=Science|volume=295|numéro=5552|pages=68–75|date=2002|pmid=11778037|doi=10.1126/science.1068298|bibcode=2002Sci...295...68P}}.</ref>. Au cours des millions d'années, les nuages moléculaires géants sont susceptibles de s'[[effondrement gravitationnel|effondrer]] et de se fragmenter<ref name="Clark2005">{{Article|langue=en|prénom1=Paul C.|nom1=Clark|prénom2=Ian A.|nom2=Bonnell|titre=The onset of collapse in turbulently supported molecular clouds|périodique=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|volume=361|numéro=1|pages=2–16|date=2005-07|issn=0035-8711|issn2=1365-2966|doi=10.1111/j.1365-2966.2005.09105.x |consulté le=2024-07-11}}.</ref>. Ces fragments forment alors de petits noyaux denses, qui avec le temps formeront des étoiles<ref name=Pudritz2002 />. La masse de ces noyaux varie entre une fraction jusqu'à plusieurs fois [[masse solaire|celle du Soleil]] (M<sub>☉</sub>). Ils sont appelés ''nébuleuses protostellaires'' (ou ''protosolaires'')<ref name=Montmerle2006 />. Elles possèdent un diamètre de {{unité|0.01}} à {{unité|0.1|pc}} ({{unité|2000 à 20000 UA}}) et une {{Lien|langue=en|trad=Particle_number_density|fr=nombre de densité de particules|texte=densité de particules}} d'environ {{unité|10000}} à {{unité|100000}} par cm<sup>3</sup>{{efn|En comparaison, la densité du nombre de particules d'air au [[niveau de la mer]] est de {{unité|2.8|e =19|cm<sup>−3</sup>}}.}}{{,}}<ref name=Pudritz2002 />{{,}}<ref name="Motte1998">{{article|langue=en|prénom1=F.|nom1=Motte|prénom2=P.|nom2=André|prénom3=R.|nom3=Neri|titre=The initial conditions of star formation in the ρ Ophiuchi main cloud: wide-field millimeter continuum mapping|journal=Astronomic and Astrophysics|volume=336|pages=150–172|année=1998|bibcode=1998A&A...336..150M }}.</ref>. L'effondrement initial d'une nébuleuse protostellaire d'une masse solaire prend environ {{unité|100000|ans}}<ref name=Montmerle2006 />{{,}}<ref name=Pudritz2002 />. Chaque nébuleuse commence avec une certaine quantité de [[moment cinétique]]. Le gaz dans la partie centrale de la nébuleuse, avec un moment cinétique relativement bas, passe par une période de compression rapide et forme un noyau chaud [[hydrostatique]] (qui ne se contracte pas) contenant une petite fraction de la masse de la nébuleuse originelle<ref name=Stahler1980 />. Ce noyau deviendra l'étoile<ref name=Montmerle2006 />{{,}}<ref name=Stahler1980 />. Alors que l'effondrement continue, la [[conservation du moment cinétique]] amène l'accélération de la rotation de l'enveloppe tombante<ref name=Nakamoto1995 />{{,}}<ref name=Yorke1999 />, ce qui empêche grandement le gaz de s'amalgamer directement sur le noyau central. Au lieu de s'amalgamer, le gaz est forcé de s'étendre vers l'extérieur, près de son plan équatorial, formant un [[disque d'accrétion|disque]]<ref name=Montmerle2006 />{{,}}<ref name="Nakamoto1995">{{article|langue=en|prénom=Taishi|nom=Nakamoto|auteur2=Yushitsugu Nakagawa|titre=Formation, early evolution, and gravitational stability of protoplanetary disks|journal=The Astrophysical Journal|volume=421|pages=640–650|année=1994|doi=10.1086/173678|bibcode=1994ApJ...421..640N }}.</ref>{{,}}<ref name="Yorke1999">{{article |langue=en |prénom=Harold W. |nom=Yorke |auteur2=Peter Bodenheimer |titre=The formation of protostellar disks. III. The influence of gravitationally induced angular momentum transport on disk structure and appearance |journal=[[The Astrophysical Journal]] |volume=525 |numéro=1 |pages=330–342 |année=1999 |doi=10.1086/307867 |bibcode=1999ApJ...525..330Y }}.</ref>. Le noyau s'agrandit graduellement et sa masse augmente jusqu'à ce qu'il devienne une jeune [[protoétoile]] chaude<ref name=Stahler1980 />. À ce stade, la protoétoile et son disque sont grandement obscurcis par l'enveloppe qui dégonfle et ne sont donc pas directement observables<ref name=Andre1994 />. En fait, l'[[opacité]] de l'enveloppe restante est si grande que même les radiations d'une [[longueur d'onde]] de l'ordre du millimètre ont de la difficulté à s'en échapper<ref name=Montmerle2006 />{{,}}<ref name=Andre1994 />. De tels objets sont observés comme des condensations très lumineuses qui émettent principalement des ondes d'ordre millimétrique, ou même plus petites<ref name=Motte1998 />. Elles sont classifiées comme protoétoiles de [[classe spectrale]] 0<ref name="Andre1994">{{Article|langue=en|prénom1=Philippe|nom1=André|prénom2=Thierry|nom2=Montmerle|titre=From T Tauri stars to protostars: Circumstellar material and young stellar objects in the ''ρ'' Ophiuchi cloud|périodique=The Astrophysical Journal|volume=420|date=1994-01|issn=0004-637X|issn2=1538-4357|doi=10.1086/173608|lire en ligne=https://adsabs.harvard.edu/full/1994ApJ...420..837A|consulté le=2023-08-29|pages=837–862}}.</ref>. L'effondrement est souvent accompagné par des [[jet bipolaire|jets bipolaires]] qui émanent près de l'axe de rotation du disque. Les [[jet (astrophysique)|jets]] en général sont d'ailleurs fréquemment observés dans des régions de formations d'étoiles (comme pour l'[[objet Herbig-Haro]])<ref name="Lee2000">{{article|langue=en|prénom=Chin-Fei|nom=Lee|auteur2=Lee G. Mundy|auteur3=Bo Reipurth|auteur4=Eve C. Ostriker|auteur5=James M. Stone|titre=CO outflows from young stars: confronting the jet and wind models|journal=The Astrophysical Journal|volume=542|numéro=2|pages=925–945|date=2000|doi=10.1086/317056|bibcode=2000ApJ...542..925L }}.</ref>. La luminosité des protoétoiles de classe 0 est élevée. Ainsi, par exemple, une protoétoile d'une masse solaire peut radier à plus de {{Nombre|100 [[luminosité solaire|luminosités solaires]]}}. La source de cette énergie est l'effondrement gravitationnel, alors que leurs noyaux ne sont pas encore assez chauds pour commencer la [[fusion nucléaire]]<ref name="Stahler1980">{{article|langue=en|prénom=Steven W.|nom=Stahler|auteur2=Frank H. Shu|auteur3=Ronald E. Taam|titre=The evolution of protostars: II The hydrostatic core|journal=The Astrophysical Journal|volume=242|pages=226–241|année=1980|doi=10.1086/158459|bibcode=1980ApJ...242..226S }}.</ref>{{,}}<ref name=Stahler1988 />.
[[Fichier:Embedded Outflow in Herbig-Haro object HH 46 47.jpg|gauche|vignette|Image en infrarouge du flux moléculaire provenant d'une étoile nouvellement née HH 46/47, quelque peu cachée.]]
Alors que la matière de l'enveloppe continue de tomber sur le disque, elle devient finalement mince et transparente et le [[jeune objet stellaire]] devient observable, d'abord dans l'[[infrarouge lointain]], puis plus tard dans le spectre visible<ref name=Motte1998 />. À peu près à ce moment, la protoétoile commence à fusionner du [[deutérium]]<ref>{{Ouvrage|langue=en|auteur1=Marc Séguin|auteur2=Benoît Villeneuve|titre=Astronomie et astrophysique|sous-titre=cinq grandes idées pour explorer et comprendre l'Univers|éditeur=De Boeck Supérieur|date=janvier 2002|numéro d'édition=2|pages totales=618|passage=289|isbn=978-2-7613-1184-7}}.</ref>. Si la protoétoile est suffisamment massive (au-delà de {{Nombre|80 [[masse jovienne|masses joviennes]]}} (M{{ind|J}})), la fusion de l'hydrogène suivra. Autrement, l'objet deviendra une [[naine brune]]<ref name="Stahler1988">{{article|langue=en|prénom=Steven W.|nom=Stahler|titre=Deuterium and the Stellar Birthline|journal=The Astrophysical Journal|volume=332|pages=804–825|année=1988|doi=10.1086/166694|bibcode=1988ApJ...332..804S }}.</ref>. La naissance de cette nouvelle étoile arrive approximativement {{unité|100000|ans}} après le début de l'effondrement<ref name=Montmerle2006 />. Ces objets sont, à ce stade, connus comme des protoétoiles de classe I<ref name=Andre1994 />, qui sont aussi appelées des [[Étoile variable de type T Tauri|étoiles T Tauri]] jeunes, protoétoiles enveloppées, ou jeunes objets stellaires<ref name=Andre1994 />. À cette étape de formation, l'étoile a déjà obtenu par accrétion la majeure partie de sa masse : le total de la masse du disque et du reste de l'enveloppe n'excèdent pas 10 à 20 % de la masse du jeune objet stellaire<ref name=Motte1998 />.

À l'étape suivante, l'enveloppe disparait complètement, ayant été recueillie par le disque, et la protoétoile devient alors une étoile classique T Tauri{{efn|Les étoiles T Tauri sont de jeunes étoiles avec une masse de moins de {{masse solaire|2.5}} avec un niveau d'activité supérieur. Elles sont divisées en deux classes : à [[raie d'émission|raies]] faibles et classiques<ref name=Mohanty2005>{{article|langue=en|nom = Mohanty|prénom = Subhanjoy|auteur2= Ray Jayawardhana |auteur3= Gibor Basri |lien auteur3=Gibor Basri|titre = The T Tauri Phase down to Nearly Planetary Masses: Echelle Spectra of 82 Very Low Mass Stars and Brown Dwarfs|journal = The Astrophysical Journal|volume =626|numéro =1|pages =498–522|date =2005|doi =10.1086/429794 |bibcode =2005ApJ...626..498M|arxiv = astro-ph/0502155 }}.</ref>. Les classiques ont des disques d'accrétion et continuent à accumuler du gaz chaud, ce qui peut produire de fortes raies d'émissions dans leur spectre. Quant à elles, les étoiles à raies faibles ne possèdent pas de disque d'accrétion. Les classiques évoluent pour éventuellement devenir des faibles raies<ref name=Martin1994>{{article|langue=en|nom1= Martin |prénom1= E. L. |nom2= Rebolo |prénom2= R. |nom3= Magazzu |prénom3= A. |nom4= Pavlenko |prénom4= Ya. V. |titre = Pre-main sequence lithium burning |journal = Astronomy and Astrophysics |volume =282 |pages =503–517 |date =1994 |bibcode =1994A&A...282..503M |arxiv = astro-ph/9308047}}.</ref>.|groupe=note}}. Cela arrive après environ un million d'années<ref name=Montmerle2006 />. La masse du disque autour d'une étoile T Tauri classique est d'environ 1 à 3 % celle de la masse stellaire, et il continue son accrétion à un rythme de 10<sup>−7</sup> à {{masse solaire|10<sup>−9</sup>}} par année<ref name="Hartmann1998">{{Article|langue=en|prénom1=Lee|nom1=Hartmann|prénom2=Nuria|nom2=Calvet|prénom3=Erik|nom3=Gullbring|prénom4=Paola|nom4=D'Alessio|titre=Accretion and the Evolution of T Tauri Disks|périodique=The Astrophysical Journal|volume=495|numéro=1|pages=385–400|date=1998-03|issn=0004-637X|issn2=1538-4357|doi=10.1086/305277 |consulté le=2024-07-12 }}.</ref>. Une paire de [[jet bipolaire|jets bipolaires]] sont aussi généralement présents<ref name=Shu1997 />.

Cette accrétion explique toutes les propriétés particulières d'une étoile T Tauri classique : fort courant dans les [[Raie spectrale|raies d'émission]] (jusqu'à 100 % de la [[luminosité]] intrinsèque de l'étoile), une activité [[magnétique]], une variabilité [[photométrie (astronomie)|photométrique]] et la présence de jets<ref name="Muzerolle2001">{{article|langue=en|prénom1=James|nom1=Muzerolle|prénom2=Nuria|nom2=Calvet|prénom3=Lee|nom3=Hartmann|titre=Emission-line diagnostics of T Tauri magnetospheric accretion. II. Improved model tests and insights into accretion physics|journal=The Astrophysical Journal|volume=550|numéro=2|pages=944–961|date=2001|doi=10.1086/319779|bibcode=2001ApJ...550..944M }}.</ref>. Les raies d'émission sont donc formées lorsque le gaz accrété touche la « surface » de l'étoile, qui se produit aux alentours de ses [[Pôle d'un corps céleste|pôles magnétiques]]<ref name=Muzerolle2001 />. Les jets sont des sous-produits de l'accrétion : ils résultent d'un moment cinétique excessif. Le stade de l'étoile classique T Tauri s'étend sur environ {{Nombre|10 millions}} d'années<ref name=Montmerle2006 />. Éventuellement, le disque se dissipera par l'accrétion sur l'étoile centrale, la formation de planètes, l'éjection par les jets et la photo-évaporation par rayons [[ultraviolet]]s (UV) de l'étoile centrale<ref name="Adams2004">{{Article|langue=en|prénom1=Fred C.|nom1=Adams|prénom2=David|nom2=Hollenbach|prénom3=Gregory|nom3=Laughlin|prénom4=Uma|nom4=Gorti|titre=Photoevaporation of Circumstellar Disks Due to External Far‐Ultraviolet Radiation in Stellar Aggregates|périodique=The Astrophysical Journal|volume=611|numéro=1|pages=360–379|date=2004-08-10|issn=0004-637X|issn2=1538-4357|doi=10.1086/421989 |consulté le=2024-07-12}}.</ref>. Conséquemment, la jeune étoile devient une [[Étoile variable de type T Tauri|étoile T Tauri à raies faibles]], ce qui, sur une période de plusieurs centaines de millions d'années, évoluera en une étoile de la [[séquence principale]] telle notre [[Soleil]]<ref name=Stahler1980 />.

=== Disques protoplanétaires ===
[[Fichier:NASA-14114-HubbleSpaceTelescope-DebrisDisks-20140424.jpg|vignette|[[Disque de débris]] détecté par [[Hubble (télescope spatial)|Hubble]] des étoiles ''HD 141943'' et ''HD 191089''<ref name="NASA-20140424">{{lien web|langue=en|nom1= Harrington |prénom1= J.D. |nom2= Villard |prénom2= Ray |titre = RELEASE 14-114 Astronomical Forensics Uncover Planetary Disks in NASA's Hubble Archive |url = http://www.nasa.gov/press/2014/april/astronomical-forensics-uncover-planetary-disks-in-nasas-hubble-archive |date =24 avril 2014 |série =[[NASA]] |deadurl = no |archivedate =2014-04-25 |archiveurl = https://web.archive.org/web/20140425125432/http://www.nasa.gov/press/2014/april/astronomical-forensics-uncover-planetary-disks-in-nasas-hubble-archive/ |consulté le =2014-04-25 }}</ref>.]]
{{Article connexe|Disque protoplanétaire|Planétésimal}}

Sous certaines conditions, le disque, qui peut alors être appelé protoplanétaire, peut donner naissance à un [[système planétaire]]<ref name=Montmerle2006 />. Les disques protoplanétaires ont été observés autour d'une grande proportion d'étoiles dans des [[Amas stellaire|regroupements d'étoiles]] jeunes<ref name="Haisch2001">{{Article|prénom1=Karl E.|nom1=Haisch, Jr.|prénom2=Elizabeth A.|nom2=Lada|prénom3=Charles J.|nom3=Lada|titre=Disk Frequencies and Lifetimes in Young Clusters|périodique=The Astrophysical Journal|volume=553|numéro=2|date=2001-06-01|doi=10.1086/320685|lire en ligne=https://iopscience.iop.org/article/10.1086/320685|consulté le=2023-08-29|pages=L153–L156}}.</ref>{{,}}<ref name=Megeath2005>{{article|langue=en|nom = Megeath|prénom = S.T.|auteur2= Hartmann, L. |auteur3= Luhmann, K.L. |auteur4= Fazio, G.G. |titre = Spitzer/IRAC photometry of the ρ Chameleontis association|journal = The Astrophysical Journal|volume =634|numéro =1|pages = L113–L116|date =2005|doi =10.1086/498503| bibcode =2005ApJ...634L.113M|arxiv = astro-ph/0511314 }}</ref>. Ils existent dès le début de la formation de l'étoile, mais ne sont pas observables aux premières étapes à cause de l'[[opacité]] de l'enveloppe qui les entoure<ref name=Andre1994 />. On pense que le disque d'une [[proto-étoile|protoétoile]] de classe 0 est très massif et chaud. Il s'agit d'un disque d'accrétion, qui nourrit la protoétoile qui se situe en son centre<ref name=Nakamoto1995 />{{,}}<ref name=Yorke1999 />. La [[température]] peut y atteindre de 400 [[kelvin]]s (K), à partir de 5 UA, jusqu'à {{unité|1000|K}} à 1 UA<ref name=Chick1997>{{article|langue=en|nom = Chick|prénom = Kenneth M.|auteur2= Cassen, Patrick|titre = Thermal processing of interstellar dust grains in the primitive solar environment|journal = The Astrophysical Journal|volume =477|numéro =1|pages =398–409|date =1997|doi =10.1086/303700|bibcode =1997ApJ...477..398C}}</ref>. Le réchauffement du disque est principalement causé par la [[dissipation]] de turbulences en son sein par [[viscosité]] et par la chute de gaz de la nébuleuse<ref name=Nakamoto1995 />{{,}}<ref name=Yorke1999 />. La haute température du disque interne amène l'évaporation du matériel [[Volatilité (chimie)|volatil]] tel {{incise|de l'eau, de la matière organique et quelques roches}}, laissant seulement les éléments plus [[matériau réfractaire|réfractaires]] comme le [[fer]]. La [[glace]] ne peut seulement survivre que dans les parties externes du disque<ref name=Chick1997 />.
[[Fichier:M42proplyds.jpg|vignette|gauche|Une protoplanète en formation dans la [[nébuleuse d'Orion]].]]
Les principaux problèmes de la physique des disques d'accrétion concernent la création de turbulences ainsi que le mécanisme responsable de la haute [[viscosité|viscosité effective]]<ref name=Montmerle2006 />. La viscosité effective serait responsable du transport de masse vers la protoétoile centrale ainsi que de son élan vers la périphérie du disque. Elle expliquerait la perte de moment cinétique nécessaire pour l'accrétion sur la protoétoile centrale<ref name=Klahr2003>{{article|langue=en|nom = Klahr|prénom = H.H.|auteur2= Bodenheimer, P.|titre = Turbulence in accretion disks: vorticity generation and angular momentum transport via the global baroclinic instability|journal = The Astrophysical Journal|volume =582|numéro =2|pages =869–892| date =2003|doi =10.1086/344743|bibcode =2003ApJ...582..869K|arxiv = astro-ph/0211629 }}</ref>{{,}}<ref name=Nakamoto1995 />. Le résultat de ce processus est l'augmentation de la taille de la protoétoile et du rayon du disque, qui peut atteindre jusqu'à {{unité|1000|UA}} si le moment cinétique initial de la nébuleuse est assez grand<ref name=Yorke1999 />. Des grands disques sont généralement observés dans plusieurs régions de formation d'étoiles comme la [[nébuleuse d'Orion]]<ref name="Padgett1999">{{Article|prénom1=Deborah L.|nom1=Padgett|prénom2=Wolfgang|nom2=Brandner|prénom3=Karl R.|nom3=Stapelfeldt|prénom4=Stephen E.|nom4=Strom|titre=''Hubble space telescope''/NICMOS Imaging of Disks and Envelopes around Very Young Stars|périodique=The Astronomical Journal|volume=117|numéro=3|date=1999-03|doi=10.1086/300781|lire en ligne=https://iopscience.iop.org/article/10.1086/300781|consulté le=2023-08-29|pages=1490–1504}}.</ref>.
[[Fichier:Artist’s impression of the disc and gas streams around HD 142527 (Animation).ogg|vignette|[[Vue d'artiste]] du disque et des courants de gaz autour de [[HD 142527]]<ref>{{article|langue=en|titre = ALMA Sheds Light on Planet-Forming Gas Streams|url = http://www.eso.org/public/news/eso1301/|date =10 janvier 2013|journal = ESO Press Release}}</ref>.]]
La durée de vie des disques d'accrétion est d'environ 10 millions d'années<ref name=Haisch2001 />. Au moment où l'étoile atteint l'étape T-Tauri classique, le disque devient plus mince et se refroidit<ref name=Hartmann1998 />. De la matière moins volatile commence à se [[condensation|condenser]] près de son centre, formant des grains de poussière contenant des [[silicate]]s [[Taux de cristallinité|cristallins]] d'environ {{unité|0.1}} à {{unité|1|[[micromètre|μm]]}}<ref name=Kessler-Silacci2006 />. Le transport de cette matière vers l'extérieur du disque peut mélanger ces nouveaux grains de poussière avec des grains [[nucléide primordial|primordiaux]], qui contiennent de la [[matière organique]] et d'autres substances plus volatiles. Ce mélange peut expliquer certaines particularités dans la composition des corps composants le Système solaire, comme la présence de grains [[Poussière interstellaire|interstellaire]]s dans les météorites primitives et des incursions réfractaires dans les [[comète]]s<ref name=Chick1997 />.
[[Fichier:NASA-ExocometsAroundBetaPictoris-ArtistView.jpg|vignette|gauche|Vue d'artiste de différents processus de [[Planète#Formation des planètes|formation des planètes]] autour de [[Beta Pictoris]], incluant des [[exocomète]]s et d'autres types de [[Planétésimal|planétésimaux]].]]
Les particules de poussières ont tendance à s'agglutiner ensemble dans l'environnement très dense du disque, menant à la formation de particules plus grandes, jusqu'à plusieurs centimètres de grosseur<ref name=Michikoshi2006>{{article|langue=en|nom = Michikoshi|prénom = Shugo|auteur2= Inutsuka, Shu-ichiro|titre = A two-fluid analysis of the kelvin-helmholtz instability in the dusty layer of a protoplanetary disk: a possible path toward planetesimal formation through gravitational instability|journal = The Astrophysical Journal|volume =641|numéro =2|pages =1131–1147|date =2006|doi =10.1086/499799| bibcode =2006ApJ...641.1131M}}</ref>. Les traces de la création de cette poussière et de sa [[coagulation]] peuvent être observées dans le [[spectre infrarouge]] des jeunes disques<ref name="Kessler-Silacci2006">{{Article|langue=en|prénom1=Jacqueline|nom1=Kessler‐Silacci|prénom2=Jean‐Charles|nom2=Augereau|prénom3=Cornelis P.|nom3=Dullemond|prénom4=Vincent|nom4=Geers|titre=c2d Spitzer IRS Spectra of Disks around T Tauri Stars. I. Silicate Emission and Grain Growth|périodique=The Astrophysical Journal|volume=639|numéro=1|date=2006-03|issn=0004-637X|issn2=1538-4357|doi=10.1086/499330|lire en ligne=https://iopscience.iop.org/article/10.1086/499330|consulté le=2023-08-29|pages=275–291}}.</ref>. Cela peut mener à la formation de planétésimaux mesurant plus de {{unité|1|km}} de diamètre, qui sont les éléments à la base de la formation des planètes<ref name=Montmerle2006 />{{,}}<ref name=Michikoshi2006 />.

La formation des planétésimaux est un autre des problèmes irrésolus de la physique des disques. En effet, l'agglutination devient inefficace alors que les particules de poussières deviennent plus grosses<ref name=Youdin2002 />. L'hypothèse la plus acceptée est la formation par [[instabilité gravitationnelle]]. Ainsi, des particules de plusieurs centimètres ou plus s'installent lentement près du plan central du disque, formant une très mince (moins de {{unité|100|km}}) mais très dense couche. Cette couche serait gravitationnellement instable et pourrait se fragmenter en plusieurs morceaux, qui plus tard formerait des planétésimaux<ref name=Montmerle2006 />{{,}}<ref name="Youdin2002">{{Article|langue=en|prénom1=Andrew N.|nom1=Youdin|prénom2=Frank H.|nom2=Shu|titre=Planetesimal Formation by Gravitational Instability|périodique=The Astrophysical Journal|volume=580|numéro=1|pages=494–505|date=2002-11-20|issn=0004-637X|issn2=1538-4357|doi=10.1086/343109|lire en ligne=https://iopscience.iop.org/article/10.1086/343109/pdf|consulté le=2024-01-15|format=pdf}}.</ref>. La formation des planètes peut aussi être causée par l'instabilité gravitationnelle du disque lui-même, ce qui mène à sa fragmentation en plus gros morceaux. Certains d'entre eux, s'ils sont assez denses, vont s'[[Effondrement gravitationnel|effondrer]]<ref name=Klahr2003 />, ce qui peut mener à la formation rapide de [[Planète géante gazeuse|géantes gazeuses]], et même de [[naines brunes]], sur une période d'environ {{unité|1000|ans}}<ref name=Boss2003>{{article|langue=en|nom = Boss|prénom = Alan P.|titre = Rapid formation of outer giant planets by disk instability|journal = The Astrophysical Journal|volume =599|numéro =1|pages =577–581|date =2003|doi =10.1086/379163|bibcode =2003ApJ...599..577B}}</ref>. Malgré tout, cela reste seulement possible dans les disques dits « massifs » (plus massifs que {{masse solaire|0.03}}). En comparaison, un disque typique a une masse entre {{unité|0.01}} et {{masse solaire|0.03}}. Parce que les disques plus massifs sont rares, ce mécanisme de la formation des planètes est considéré comme n'étant pas fréquent<ref name=Montmerle2006 />{{,}}<ref name="Wurchterl2004">{{article encyclopédique|langue=en|prénom=G.|nom=Wurchterl|titre=Planet Formation Towards Estimating Galactic Habitability|auteurs ouvrage=P. Ehrenfreund {{et al.}}|encyclopédie=Astrobiology:Future Perspectives|éditeur=Kluwer Academic Publishers|année=2004|pages=67–96}}</ref>. D'un autre côté, ce mécanisme pourrait jouer un rôle majeur dans la formation de [[naines brunes]]<ref name=Stamatellosetal2007>{{article|langue=en|nom = Stamatellos|prénom = Dimitris|auteur2= Hubber, David A. |auteur3= Whitworth, Anthony P. |titre = Brown dwarf formation by gravitational fragmentation of massive, extended protostellar discs|journal =[[Monthly Notices of the Royal Astronomical Society: Letters]]|volume =382|numéro =1|pages = L30–L34|date =2007|doi =10.1111/j.1745-3933.2007.00383.x <!-- doublon du paramètre arxiv |url = http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/bib_query?arXiv:0708.2827--> |bibcode = 2007MNRAS.382L..30S |arxiv = 0708.2827 }}</ref>.
[[Fichier:PIA18469-AsteroidCollision-NearStarNGC2547-ID8-2013.jpg|vignette|Vue d'artiste de la création de planètes par « coagulation » de la matière.]]
La dissipation finale des disques protoplanétaires serait produite par un certain nombre de mécanismes différents. La partie centrale du disque est soit accrétée par l'étoile ou rejetée par les [[jet bipolaire|jets bipolaires]]<ref name=Hartmann1998 />{{,}}<ref name="Shu1997">{{Article|langue=en|prénom1=Frank H.|nom1=Shu|prénom2=Hsien|nom2=Shang|prénom3=Alfred E.|nom3=Glassgold|prénom4=Typhoon|nom4=Lee|titre=X-rays and Fluctuating X-Winds from Protostars|périodique=Science|volume=277|numéro=5331|pages=1475–1479|date=1997-09-05|issn=0036-8075|issn2=1095-9203|doi=10.1126/science.277.5331.1475 |consulté le=2024-07-12 }}.</ref> et la partie extérieure peut s'évaporer sous la puissante [[Rayonnement|radiation]] UV de l'étoile durant sa phase T Tauri<ref name=Font2004>{{article|langue=en|nom = Font|prénom = Andreea S.|auteur2= McCarthy, Ian G. |auteur3= Johnstone, Doug |auteur4= Ballantyne, David R. |titre = Photoevaporation of circumstellar disks around young stars|journal = The Astrophysical Journal|volume =607|numéro =2|pages =890–903|date =2004|doi =10.1086/383518| bibcode =2004ApJ...607..890F|arxiv = astro-ph/0402241 }}</ref> ou par d'autres étoiles environnantes<ref name=Adams2004 />. Le gaz dans la partie centrale peut soit être accrété ou rejeté par les planètes grandissantes, alors que les petites particules de poussières sont éjectées par la [[pression de radiation]] de l'étoile en son centre. Ce qui reste à la fin est soit un système planétaire, un reste de disque, ou de la poussière sans planète, ou encore rien du tout, s'il y a eu échec de formation de planétésimaux<ref name=Montmerle2006 />. Parce que les planétésimaux sont présents en si grand nombre, et s'étendent à la grandeur du disque protoplanétaire, quelques-uns survivent la formation de systèmes planétaires. On croit ainsi que les [[astéroïde]]s sont des restes de planétésimaux, se broyant graduellement entre eux en plus petits morceaux, alors que les comètes sont typiquement des planétésimaux venant des confins du système planétaire.

Les [[météorite]]s sont des échantillons de planétésimaux qui ont atteint la surface d'une planète, et renferment une grande quantité d'information sur la formation du Système solaire. Les météorites de types plus primitifs sont des morceaux de planétésimaux de faible masse, chez lesquels aucune [[différenciation planétaire|différenciation]] thermale n'a eu lieu, alors que météorites qui ont vécu ce processus sont des morceaux de planétésimaux massifs qui se sont détruits<ref name=Bottke2005 />.

== Formation des planètes ==
{{Article détaillé|Planète#Formation des planètes}}
=== Les planètes rocheuses ===
[[Fichier:Mercury in color - Prockter07 centered.jpg|gauche|vignette|alt=Image en couleur de Mercure.|Mercure est une [[planète tellurique]] qui s'est formée près du Soleil dans la partie interne du disque protoplanétaire, à l'intérieur de la [[ligne des glaces]].]]
{{Article détaillé|Planète tellurique}}

Selon le modèle du disque de la nébuleuse solaire, les [[Planète tellurique|planètes rocheuses]] se forment dans la partie intérieure du disque protoplanétaire, à l'intérieur de la [[ligne des glaces]], où la température est assez haute pour prévenir la condensation de glace d'eau et d'autres substances sous forme de grains<ref name=Raymond2007>{{article|langue=en|nom = Raymond|prénom = Sean N.|auteur2= Quinn, Thomas |auteur3= Lunine, Jonathan I. |titre = High-resolution simulations of the final assembly of Earth-like planets 2: water delivery and planetary habitability|journal = Astrobiology|volume =7|pages =66–84|date =2007|doi =10.1089/ast.2006.06-0126|bibcode =2007AsBio...7...66R|pmid =17407404|numéro =1|arxiv = astro-ph/0510285 }}</ref>. Ceci résulte en la coagulation de grains purement rocheux et, plus tard, à la formation de planétésimaux rocheux{{efn|Les [[planétésimal|planétésimaux]] près de la frontière extérieure de la formation de planètes telluriques {{incise|2,5 à 4 UA du Soleil}} accumulent une certaine quantité de glace. Cependant, les roches vont encore dominer, comme on peut le remarquer dans la [[ceinture de Kuiper]]<ref name=Raymond2007 />.}}. De telles conditions existeraient dans les parties internes (3 à 4 UA) des disques d'étoiles de types solaires<ref name=Montmerle2006 />.

Après que de petits planétésimaux se sont formés (environ {{unité|1|km}} de diamètre), l'accrétion exponentielle ([[accrétion de cœur]]) s'amorce<ref name=Kokubo2002 />. On parle d'accrétion exponentielle parce que le taux de croissance de la masse est proportionnel à {{nobr|R{{exp|4}}~M<sup>4/3</sup>}}, où R et M sont le rayon et la masse du corps en formation<ref name=Thommes2003 />. Puisque la vitesse d'agrandissement augmente avec la masse, le système favoriserait le développement de corps plus gros que de corps plus petits<ref name=Kokubo2002 />. L'accrétion exponentielle dure entre {{unité|10000}} et {{unité|100000|ans}} environ et se termine quand les plus gros corps excèdent environ {{unité|1000km}} de diamètre<ref name="Kokubo2002">{{Article|langue=en|prénom1=Eiichiro|nom1=Kokubo|prénom2=Shigeru|nom2=Ida|titre=Formation of Protoplanet Systems and Diversity of Planetary Systems|périodique=The Astrophysical Journal|volume=581|numéro=1|date=2002-12-10|issn=0004-637X|issn2=1538-4357|doi=10.1086/344105|lire en ligne=https://iopscience.iop.org/article/10.1086/344105|consulté le=2023-08-29|pages=666–680}}.</ref>. Le ralentissement de l'accrétion serait causé par les perturbations gravitationnelles des corps plus gros sur les planétésimaux restants<ref name=Kokubo2002 />{{,}}<ref name=Thommes2003 />. De plus, l'influence des plus grands corps freine davantage la croissance de plus petits corps<ref name=Kokubo2002 />.

L'étape suivante est celle de « l'accrétion oligarchique »<ref name=Kokubo2002 />. Elle est caractérisée par la dominance de plusieurs centaines de ces plus gros corps {{incise|des oligarques}} qui continue à lentement « accaparer » les planétésimaux<ref name=Kokubo2002 />. Aucun corps autre que les oligarques peuvent alors croitre<ref name=Thommes2003 />. À ce stade, le taux d'accrétion est proportionnel à R{{exp|2}}, qui provient de la [[coupe transversale]] d'un oligarque<ref name=Thommes2003 />. Le ratio d'accrétion spécifique est proportionnel à {{nobr|M<sup>−1/3</sup>}} et il décline avec la masse du corps. Cela permet à de plus petits oligarques de rattraper les plus gros. Ils sont gardés à une distance d'environ {{nobr|10•H{{ind|r}}}} ({{nobr|H{{ind|r}}}}={{nobr|a(1-e)(M/3M{{ind|s}})<sup>1/3</sup>}} du rayon de la [[sphère de Hill]], où <math>a</math> est le [[Grand axe|demi-grand axe]], <math>e</math> est l'[[excentricité orbitale]] et <math>M_s</math> est la masse de l'étoile centrale) les unes des autres par l'influence des planétésimaux restants<ref name=Kokubo2002 />. Leurs excentricités orbitales et leurs inclinaisons demeurent petites.

Les oligarques continuent de s'accréter jusqu'à ce que les planétésimaux soient tous utilisés dans leurs alentours du disque<ref name=Kokubo2002 />. Quelquefois, des oligarques qui sont proches l'un de l'autre peuvent se consolider. La masse finale d'un oligarque peut dépendre de sa distance de son étoile et de la densité de la surface des planétésimaux. On l'appelle la masse d'isolation<ref name=Thommes2003 />. Pour les planètes rocheuses, on parle de plus de {{masse solaire|0.1}}, ou une [[masse martienne]]<ref name=Montmerle2006 />. Le résultat final de ce stade oligarchique est la formation d'environ 100 objets d'une masse qui oscille entre celle de la [[Lune]] et celle de [[Mars (planète)|Mars]] ; des embryons planétaires espacés uniformément et d'environ {{nobr|10•H{{ind|r}}}}<ref name=Raymond2006 />. On croit que ces embryons résident à l'intérieur de « trous » dans le disque et qu'ils sont séparés par des anneaux de planétésimaux restants. On estime que cette phase dure quelques milliers d'années<ref name=Montmerle2006 />{{,}}<ref name=Kokubo2002 />.

La dernière étape de la formation de planètes rocheuses est « l'étape de fusion »<ref name=Montmerle2006 />, qui débute lorsqu'il ne reste qu'un petit nombre de planétésimaux et les embryons deviennent assez massifs pour se perturber les uns les autres, ce qui cause leurs orbites à devenir [[théorie du chaos|chaotiques]]<ref name="Raymond2006">{{Article|langue=en|prénom1=Sean N.|nom1=Raymond|prénom2=Thomas|nom2=Quinn|prénom3=Jonathan I.|nom3=Lunine|titre=High-resolution simulations of the final assembly of Earth-like planets I. Terrestrial accretion and dynamics|périodique=Icarus|volume=183|numéro=2|date=2006-08|doi=10.1016/j.icarus.2006.03.011 |consulté le=2023-08-29|pages=265–282}}.</ref>. Au cours de cette étape, les embryons expulsent les planétésimaux restants, et s'entrechoquent. Le résultat de ce processus, qui dure entre 10 et 100 millions d'années, est la formation d'un nombre limité de corps de taille terrestre. Plusieurs simulations montrent que le nombre de planètes qui survivent est en moyenne de 2 à 5<ref name=Montmerle2006 />{{,}}<ref name=Raymond2006 />{{,}}<ref name=Bottke2005 />{{,}}<ref name=Petit2001 />. Dans le Système solaire, elles peuvent être représentées par la Terre et [[Vénus (planète)|Vénus]]<ref name=Raymond2006 />. La formation de chacune de ces planètes aurait nécessité la fusion d'environ 10 à 20 embryons, alors qu'un nombre égal d'entre eux auraient été éjectés du Système solaire<ref name=Bottke2005 />. Quelques-uns de ces embryons, qui originent de la [[ceinture d'astéroïdes]], sont considérés comme ayant apporté l'eau sur Terre<ref name=Raymond2007 />. [[Mars (planète)|Mars]] et [[Mercure (planète)|Mercure]] peuvent être perçues comme des embryons qui ont survécu à cette « rivalité »<ref name=Bottke2005 />. Les planètes rocheuses, qui ont réussi à se fusionner, se stabilisent éventuellement sur des orbites plus ou moins stables, ce qui explique pourquoi les systèmes planétaires sont généralement remplis à leur limite, ou en d'autres termes, pourquoi ils apparaissent toujours à être à la frontière de l'instabilité<ref name=Raymond2006 />.

=== Planètes géantes ===
[[Fichier:Fomalhaut Circumstellar Disk.jpg|vignette|Le disque de poussière autour de [[Fomalhaut]], l'étoile la plus lumineuse dans la constellation du [[Poisson austral]]. L'asymétrie du disque peut être causée par une planète géante (ou plusieurs planètes) orbitant l'étoile.]]
{{Article détaillé|Planète géante}}

La formation de [[Planète géante|planètes géantes]] est une grande problématique irrésolue dans le domaine de la [[planétologie]]<ref name=Wurchterl2004 />. Dans la structure du modèle de nébuleuse solaire, il existe deux théories pour expliquer leur formation. La première est celle du « modèle d'instabilité du disque », où les planètes géantes se forment dans des disques protoplanétaires massifs, résultat de la fragmentation [[gravité|gravitationnelle]] du disque<ref name=Boss2003 />. La seconde possibilité est celle du « modèle d'accrétion du noyau », aussi connu sous le nom de « modèle d'instabilité nucléée »<ref name=Wurchterl2004 />{{,}}<ref name=ddl2011>{{Ouvrage |langue=en |prénom1=G. |nom1=D'Angelo |auteur2=Durisen, R. H. |auteur3=Lissauer, J. J. |titre=Exoplanets |éditeur=University of Arizona Press, Tucson, AZ |année=2011 |pages totales=319–346 |isbn= |bibcode=2010exop.book..319D |arxiv=1006.5486 |lire en ligne=http://www.uapress.arizona.edu/Books/bid2263.htm |titre chapitre=Giant Planet Formation}}</ref>. Le second scénario est considéré comme étant le plus probable et le plus prometteur, parce qu'il peut expliquer la formation de planètes géantes dans une situation de disques de masses relativement faibles (moins de {{masse solaire|0.1}})<ref name=ddl2011 />.

Dans ce modèle, la formation de planètes géantes est divisée en deux étapes :<br />1) l'accrétion d'un noyau d'environ {{masse solaire|10}} et <br />2) l'accrétion de gaz provenant du disque protoplanétaire<ref name=Montmerle2006 />{{,}}<ref name=Wurchterl2004 />.<br />Chacune des méthodes pourrait aussi mener à la création de [[naine brune|naines brunes]]<ref name=Janson2011>{{article|langue=en|nom = Janson|prénom = M.|auteur2= Bonavita, M. |auteur3= Klahr, H. |auteur4= Lafreniere, D. |auteur5= Jayawardhana, R. |auteur6= Zinnecker, H. |titre = High-contrast Imaging Search for Planets and Brown Dwarfs around the Most Massive Stars in the Solar Neighborhood|journal = ApJ|date =2011|volume =736|numéro =89|arxiv =1105.2577v1|doi =10.1088/0004-637x/736/2/89 |bibcode = 2011ApJ...736...89J }}</ref>{{,}}<ref name=bodenheimer2013>{{article|langue=en|nom = Bodenheimer|prénom = P.|auteur2= D'Angelo, G.|auteur3= Lissauer, J. J.|auteur4= Fortney, J. J.|auteur5= Saumon, D. |titre = Deuterium Burning in Massive Giant Planets and Low-mass Brown Dwarfs Formed by Core-nucleated Accretion|journal = The Astrophysical Journal|date =2013|volume =770|numéro =2|pages =120 (13 pp.)|doi =
10.1088/0004-637X/770/2/120|url = https://arxiv.org/pdf/1305.0980v1.pdf|arxiv = 1305.0980 |bibcode =
 2013ApJ...770..120B }}</ref>. Des études datant de 2011 ont montré que le noyau d'accrétion est probablement le mécanisme de formation dominant<ref name=Janson2011 />. On croit que la formation des noyaux de planètes géantes se produit de manière semblable à celle des planètes telluriques<ref name=Kokubo2002 />. Cela débute par des planétésimaux qui passent une phase de croissance exponentielle suivie par une phase oligarchique plus lente<ref name=Thommes2003>{{article|langue=en|nom = Thommes|prénom = E.W.|auteur2= Duncan, M.J. |auteur3= Levison, H.F. |titre = Oligarchic growth of giant planets|journal = Icarus|volume =161|numéro =2|pages =431–455|date =2003| doi =10.1016/S0019-1035(02)00043-X|bibcode =2003Icar..161..431T|arxiv = astro-ph/0303269 }}</ref>.

L'hypothèse ne prédit pas de stade de fusion, en raison de la faible probabilité de collision entre les embryons planétaires dans la partie extérieure du système planétaire<ref name=Thommes2003 />. Une autre différence par rapport à la formation des planètes telluriques concerne la composition des planétésimaux, qui, dans le cas des planètes géantes, sont à l'extérieur de la ligne des glaces et sont principalement constitués de glaces. Ainsi, le rapport glace/roche est d'environ 4 pour 1<ref name=Inaba2003 />. Cela a pour effet de quadrupler la masse des planétésimaux, qui devient trop grande pour les modèles. Les solutions proposées incluent une masse du disque plus grande – une augmentation d'un facteur de 10 suffirait<ref name=Thommes2003 />, la migration de protoplanètes, qui permet aux embryons d'amalgamer plus de planétésimaux<ref name=Inaba2003 />, ou une augmentation de l'accrétion due à la [[traînée|trainée]] de gaz dans les enveloppes gazeuses des embryons<ref name=Inaba2003 />{{,}}<ref name=Fortier2007>{{article|langue=en|nom = Fortier|prénom = A.|auteur2= Benvenuto, A.G.|titre = Oligarchic planetesimal accretion and giant planet formation|journal = Astron. Astrophys.|volume =473|numéro =1|pages =311–322|date =2007|doi =10.1051/0004-6361:20066729| bibcode =2007A&A...473..311F|arxiv = 0709.1454 }}</ref>{{,}}<ref name=dangelo2014>{{article|langue=en|nom = D'Angelo|prénom = G.|auteur2= Weidenschilling, S. J. |auteur3= Lissauer, J. J. |auteur4= Bodenheimer, P. |titre = Growth of Jupiter: Enhancement of core accretion by a voluminous low-mass envelope|journal = Icarus|date =2014|volume =241|pages =298–312|url = https://arxiv.org/pdf/1405.7305.pdf|arxiv =1405.7305|doi =10.1016/j.icarus.2014.06.029|bibcode =2014Icar..241..298D }}</ref>. La solution peut également être une combinaison des hypothèses précédentes, qui pourrait expliquer la formation de noyaux de géantes gazeuses comme [[Jupiter (planète)|Jupiter]] et peut-être même [[Saturne (planète)|Saturne]]<ref name=Wurchterl2004 />.

La formation de planètes comme Uranus et Neptune est plus problématique, car aucune théorie n'arrive à fournir une explication à la formation ''in situ'' de leur noyau à 20-30 UA de l'étoile<ref name=Montmerle2006 />. Une hypothèse est qu'elles ont initialement procédé à leur accrétion dans la région de [[Saturne (planète)|Saturne]]-[[Jupiter (planète)|Jupiter]], pour ensuite migrer à leur emplacement actuel<ref name=Thommes1999>{{article|langue=en|nom = Thommes|prénom = Edward W.|auteur2= Duncan, Martin J. |auteur3= Levison, Harold F. |titre = The formation of Uranus and Neptune in the Jupiter-Saturn region of the Solar System|journal = Nature|volume =402|pages =635–638| url = http://www.boulder.swri.edu/~hal/PDF/un-scat_nature.pdf|date =1999|doi =10.1038/45185|format = PDF|pmid =10604469|numéro =6762|bibcode = 1999Natur.402..635T }}</ref>. Une fois que leur noyau ont atteint une masse suffisante (5 à 10 M<sub>⊕</sub>), elles ont commencé à amasser du gaz du disque les entourant<ref name=Montmerle2006 />. Initialement, il s'agit d'un processus lent, accroissant la masse du noyau à plus de 30 M⊕ en quelques millions d'années<ref name="Inaba2003">{{Article|langue=en|prénom1=Satoshi|nom1=Inaba|prénom2=George W.|nom2=Wetherill|prénom3=Masahiro|nom3=Ikoma|titre=Formation of gas giant planets: core accretion models with fragmentation and planetary envelope|périodique=Icarus|volume=166|numéro=1|pages=46–62|date=2003-11|doi=10.1016/j.icarus.2003.08.001|lire en ligne=https://linkinghub.elsevier.com/retrieve/pii/S0019103503002355|consulté le=2024-01-15}}.</ref>{{,}}<ref name=Fortier2007 />. Après, la vitesse d'accrétion s'accélère significativement et 90 % de la masse restante est accumulé en {{unité|10000|ans}}<ref name=Fortier2007 />. L'accrétion du gaz s'arrête quand la source du disque est épuisée. Ce processus se déroule progressivement, à cause de la formation d'écarts de densité dans le disque protoplanétaire<ref name=ddl2011 />{{,}}<ref name=Papaloizou2007>{{harvsp|texte=Papaloizou ''et al.''|2007|p=655|id=papa}}</ref>. Dans ce modèle, les géantes de glace – Uranus et Neptune – sont des noyaux échoués qui ont commencé leur accrétion trop tard alors que la quasi-totalité du gaz était déjà disparu. L'étape après l'accrétion exponentielle du gaz est caractérisée par la migration des géantes nouvellement formées et l'accrétion gazeuse lente continue<ref name=Papaloizou2007 />. La migration serait causée par l'interaction de la planète résidant dans le « trou » avec le reste du disque. Elle s'arrête lorsque le disque protoplanétaire disparait ou quand la fin du disque est atteinte. Ce dernier cas correspond aux [[Jupiter chaud]]s, qui ont probablement cessé leur migration quand ils ont atteint le « trou interne » du disque protoplanétaire<ref name=Papaloizou2007 />.
[[Fichier:Planet formation.jpg|gauche|vignette|Dans cette vue d'artiste, la planète géante tourne dans un espace vide du disque protoplanétaire d'une étoile.]]
Les [[Planète géante|planètes géantes]] peuvent influencer de manière significative la formation des [[planète tellurique|planètes telluriques]]. La présence de géantes tend à augmenter les [[excentricité orbitale|excentricités]] et les [[Inclinaison orbitale|inclinaisons orbitales]] (voir [[mécanisme de Kozai]]) des planétésimaux et des embryons dans la région des planètes telluriques (moins de 4 UA du Soleil)<ref name=Bottke2005 />{{,}}<ref name=Petit2001>{{article|langue=en|nom = Petit|prénom = Jean-Marc|auteur2= Morbidelli, Alessandro|titre = The Primordial Excitation and Clearing of the Asteroid Belt|journal = Icarus|volume =153|numéro =2| pages =338–347|date =2001|doi =10.1006/icar.2001.6702| url = http://www.gps.caltech.edu/classes/ge133/reading/asteroids.pdf|format = PDF|bibcode =2001Icar..153..338P}}</ref>. Si les géantes se forment trop tôt, elles peuvent ralentir et même empêcher l'accrétion de planètes à l'intérieur du disque. Si elles se forment vers la fin de la phase oligarchique, tel que cela se serait produit dans le Système solaire, elles influencent la fusion d'embryons planétaires, les rendant plus violentes<ref name=Bottke2005 />, ce qui aurait pour conséquence d'augmenter le nombre et la masse des planètes telluriques<ref name=Levinson2003>{{article|langue=en|nom = Levison|prénom = Harold F.|auteur2= Agnor, Craig |titre = The role of giant planets in terrestrial planet formation |journal = The Astronomical Journal|volume =125|numéro =5|pages =2692–2713|date =2003|doi =10.1086/374625|url = http://www.boulder.swri.edu/~hal/PDF/tfakess.pdf|format = PDF|bibcode =2003AJ....125.2692L}}</ref>. De plus, la taille du système serait plus petite, parce que les planètes telluriques se forment plus près de l'étoile. Malgré cela, l'influence des planètes géantes dans le Système solaire, et particulièrement de Jupiter, est considérée comme étant limitée, parce qu'elles sont relativement loin des planètes telluriques<ref name=Levinson2003 />.

Les régions adjacentes aux planètes géantes du système planétaire seront influencées de différentes manières<ref name=Petit2001 />. Dans ces régions, les excentricités des embryons peuvent devenir si grandes que ces derniers peuvent passer près d'une planète géante et être éjectés du système{{efn|Il existe également la possibilité qu'ils entrent en collision avec l'étoile centrale ou une planète géante.}}{{,}}<ref name=Bottke2005>{{article|langue=en|nom = Bottke|prénom = William F.|auteur2= Durda, Daniel D. |auteur3= Nesvorny, David | et al. = oui |titre = Linking the collisional history of the main asteroid belt to its dynamical excitation and depletion |journal = Icarus|volume =179|numéro =1| pages =63–94|date =2005|doi =10.1016/j.icarus.2005.05.017 |url = http://www.boulder.swri.edu/~bottke/Reprints/Bottke_Icarus_2005_179_63-94_Linking_Collision_Dynamics_MB.pdf|format = PDF|bibcode =2005Icar..179...63B}}</ref>{{,}}<ref name=Petit2001 />. Si tous les embryons sont expulsés, aucune planète ne pourra se former dans cette région<ref name=Petit2001 />. Une conséquence additionnelle est qu'un très grand nombre de petits planétésimaux resteront, parce que les géantes sont incapables de tous les « nettoyer » sans l'aide des embryons. La masse totale résiduelle des planétésimaux sera petite, parce que l'action cumulative des embryons avant leur éjection et des planètes géantes sera encore assez importante pour enlever 99 % des petits corps<ref name=Bottke2005 />. Une telle région évoluera éventuellement en une [[ceinture d'astéroïdes]], qui est un analogue parfait à la ceinture d'astéroïdes de notre Système solaire, située entre 2 et 4 UA du Soleil<ref name=Bottke2005 />{{,}}<ref name=Petit2001 />.

== Définition d'« accrétion » ==
{{Article détaillé|Accrétion}}

L'utilisation du terme [[disque d'accrétion]] pour le [[disque protoplanétaire]] mène à une confusion avec le processus d'[[Formation et évolution du Système solaire|accrétion planétaire]]. Le disque protoplanétaire est quelquefois considéré comme un disque d'accrétion, parce que la jeune protoétoile de type T Tauri est encore en cours de contraction. Du matériel gazeux peut encore être en train de s'y agglutiner, s'accumulant sur sa surface provenant de la limite interne du disque<ref name=Yorke1999 />. Dans un [[disque d'accrétion]], il y a un flux net de masse d'un plus grand rayon vers un plus petit rayon<ref name=lynden-bell_1974 />.

Cela ne doit pas être confondu avec le processus d'accrétion, composant de la formation des planètes. Dans ce contexte, l'accrétion réfère au processus dans lequel les grains de poussière et de glace refroidis, orbitant la protoétoile dans le disque protoplanétaire, s'amalgament et se collent ensemble et grandissant graduellement, jusqu'aux – et incluant des – collisions à haute teneur énergétique entre des planétésimaux de grande taille<ref name=Kokubo2002 />. De plus, les planètes géantes ont probablement eu des disques d'accrétion à eux, dans le premier sens du mot<ref name=dangelo_podolak_2015>{{article|langue=en|nom = D'Angelo|prénom = G.|auteur2= Podolak, M.|titre = Capture and Evolution of Planetesimals in Circumjovian Disks|journal = The Astrophysical Journal|date =2015|volume =806|numéro =1|pages =29pp|doi =10.1088/0004-637X/806/2/203|url = https://arxiv.org/pdf/1504.04364v1.pdf|arxiv = 1504.04364 |bibcode = 2015ApJ...806..203D }}</ref>.

== Notes et références ==
=== Traductions ===
{{références|groupe=trad}}
{{Traduction/Référence|en|Nebular Hypothesis|694965731}}

=== Notes ===
{{références|groupe = note}}

=== Références ===
{{Références|taille=35}}

== Bibliographie ==
{{légende plume}}
* {{Ouvrage|langue=en|prénom1=David|nom1=Brewster|titre=More Worlds Than One|sous-titre=The Creed of the Philosopher and the Hope of the Christian|éditeur=Chatto and windus, piccadilly|année=1876|plume=oui}}
* {{Ouvrage|langue=en|prénom1=J. C. B.|nom1=Papaloizou|prénom2=R. P.|nom2=Nelson|prénom3=W.|nom3=Kley|prénom4=F. S.|nom4=Masset|prénom5=P.|nom5=Artymowicz|titre=Disk-Planet Interactions During Planet Formation|éditeur=Protostars and Planets V, Arizona Press|année=2007|isbn=|bibcode=2007prpl.conf..655P|id=papa|plume=oui}}

== Voir aussi ==
{{Livre Wikipédia|Le Système solaire et la science}}
{{colonnes|nombre =2|1=
* [[Ceinture d'astéroïdes]]
* [[Globule de Bok]]
* [[Comète]]
* [[Exocomète]]
* [[Formation et évolution du Système solaire]]
* [[Objet Herbig-Haro]]
* [[Histoire de la Terre]]
* [[Ceinture de Kuiper]]
* [[Nuage d'Oort]]
* [[Étoile variable de type T Tauri]]
* [[Naissance des étoiles]]
}}

{{Palette|Étoile|Classes de planètes}}

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