vignette|Disque protoplanétaire de HL Tauri (image réalisée par l'). La formation et l'évolution du Système solaire, le système planétaire qui abrite la Terre, sont déterminées par un modèle aujourd'hui très largement accepté et connu sous le nom d'« hypothèse de la nébuleuse solaire ». Ce modèle a été développé au par Emanuel Swedenborg, Emmanuel Kant et Pierre-Simon de Laplace. Les développements consécutifs à cette hypothèse ont fait intervenir une grande variété de disciplines scientifiques comprenant l'astronomie, la physique, la géologie et la planétologie. Depuis le début de la conquête de l'espace dans les années 1950 et à la suite de la découverte des exoplanètes dans les années 1990, les modèles ont été remis en cause et affinés pour tenir compte des nouvelles observations.

Selon les estimations issues de ce modèle, le Système solaire a commencé d'exister il y a 4,55 à d'années avec l'effondrement gravitationnel d'une petite partie d'un nuage moléculaire géant. La plus grande partie de la masse du nuage initial s'est effondrée au centre de cette zone, formant le Soleil, alors que ses restes épars ont formé le disque protoplanétaire sur la base duquel se sont formés les planètes, les lunes, les astéroïdes et les autres petits corps du Système solaire.

Le Système solaire a considérablement évolué depuis sa formation initiale. Nombre de lunes se sont formées à partir du disque gazeux et des poussières encerclant leurs planètes associées, alors qu'on suppose que d'autres ont été formées indépendamment puis capturées par une planète. Enfin, d'autres encore, comme le satellite naturel de la Terre, la Lune, seraient (très probablement) le résultat de collisions cataclysmiques. Des collisions entre des corps ont eu lieu continuellement jusqu'à nos jours et ont joué un rôle central dans l'évolution du Système solaire. Les positions des planètes ont sensiblement glissé, et certaines planètes ont échangé leurs places. On suppose maintenant que cette migration planétaire a été le principal moteur de l'évolution du jeune Système solaire.

Dans environ 5 milliards d'années, le Soleil se refroidira et s'étendra bien au-delà de son diamètre actuel, pour devenir une géante rouge. Il éjectera alors ses couches supérieures selon le schéma des nébuleuses planétaires, et laissera derrière lui un cadavre stellaire : une naine blanche. Dans un futur lointain, l'attraction gravitationnelle d'étoiles passant dans le voisinage arrachera alors progressivement le cortège des planètes de l'ancien système à son étoile. Certaines planètes seront détruites alors que d'autres seront éjectées dans l'espace. Au bout de plusieurs milliers de milliards d'années, il est probable que le Soleil, devenu une naine noire, sera seul et glacé, sans aucun corps gravitant dans son orbite.

Histoire de la théorie actuelle

alt=portrait de Pierre-Simon de Laplace en habit d'apparat|vignette|Pierre-Simon de Laplace, l'un des fondateurs de l'hypothèse de la nébuleuse solaire.

Les idées relatives aux origines et au devenir du monde sont rapportées dans les plus anciens écrits connus. Néanmoins, comme l'existence du Système solaire tel qu'il est défini actuellement n'était pas encore connue, la formation et l'évolution du monde n'y faisaient pas référence. Le premier pas qui ouvrit la porte à une explication rationnelle fut l'acceptation de l'héliocentrisme, qui plaçait le Soleil au centre du système et la Terre en orbite autour de lui. Si cette conception était connue des précurseurs, comme Aristarque de Samos dès , elle resta en gestation pendant des siècles, et elle ne fut largement acceptée qu'à la fin du . Le terme « Système solaire », à proprement parler, fut utilisé pour la première fois en 1704..

Emmanuel Kant en 1755 et, indépendamment, Pierre-Simon de Laplace au ont les premiers formulé l'hypothèse de la nébuleuse solaire. Cette hypothèse est l'embryon de la théorie standard actuellement associée à la formation du Système solaire.. La critique la plus importante de cette hypothèse fut son apparente incapacité à expliquer le manque relatif de moment cinétique du Soleil par rapport aux planètes.. Toutefois, depuis le début des années 1980 l'observation et l'étude de jeunes étoiles ont montré qu'elles étaient entourées par des disques froids de poussières et de gaz, exactement comme le prédit l'hypothèse de la nébuleuse solaire, ce qui lui valut un regain de crédit..

Déterminer quelle sera l'évolution à venir du Soleil, principal acteur du Système solaire, nécessite de comprendre d'où il puise son énergie. La validation par Arthur Eddington du principe de relativité d'Albert Einstein nous apprend que l'énergie du Soleil provient des réactions de fusions nucléaires qui s'opèrent en son cœur.. En 1935, Eddington poursuit ce raisonnement et suggère que d'autres éléments pourraient aussi s'être formés au sein des étoiles.. Fred Hoyle élabore sur ces bases et explique que les étoiles évoluées qui sont appelées géantes rouges créent un grand nombre d'éléments plus lourds que l'hydrogène et l'hélium en leur sein. Quand une géante rouge éjecte finalement ses couches externes, les éléments qu'elle y a accumulé sont libérés et peuvent être réintégrés dans la formation de nouveaux systèmes stellaires.

Le modèle actuel de formation des planètes du Système solaire, par accrétion de planétésimaux, est développé dans les années 1960 par l'astrophysicien russe Viktor Safronov..

Datation

En utilisant la datation radioactive, les scientifiques évaluent l'âge du Système solaire à environ d'années. Des grains de zircon terrestres inclus dans des roches plus récentes qu'eux ont été datés de plus de d'années, voire jusqu'à 4,4. Les plus anciennes roches terrestres ont un âge d'environ d'années.. Des roches de cette ancienneté sont rares, car la croûte terrestre est constamment modelée par l'érosion, le volcanisme et la tectonique des plaques. Pour estimer l'âge du Système solaire, les scientifiques doivent utiliser des météorites qui se sont formées au début de la condensation de la nébuleuse solaire. Les plus anciennes météorites, telle la météorite de Canyon Diablo, ont d'années ; par conséquent, le Système solaire doit au moins avoir cet âge. La condensation du Système solaire à partir de la nébuleuse primitive serait survenue en d'années au plus.

Formation

Nébuleuse pré-solaire redresse=3.2|vignette|centre|Illustration des étapes clefs préalable à la formation du Système solaire.Cette illustration est construite à partir de photos issues d'évènements similaires à ceux discutés, mais observés ailleurs dans l'Univers.

Selon l'hypothèse de la nébuleuse présolaire, le Système solaire s'est formé à la suite de l'effondrement gravitationnel d'un fragment d'un nuage moléculaire de plusieurs années-lumière de diamètre.. , il était communément admis que le Soleil s'était formé dans un environnement relativement isolé, mais l'étude d'anciennes météorites a révélé des traces d'isotopes à demi-vie réduite, tels que le , qui ne se forme que lors de l'explosion d'étoiles massives à courte durée de vie. Cela révèle qu'une ou plusieurs supernovas se sont produites dans le voisinage du Soleil alors qu'il se formait. Une onde de choc résultant d'une supernova pourrait avoir déclenché la formation du Soleil en créant des régions plus denses au sein du nuage, au point d'initier son effondrement. Parce que seules les étoiles massives à courte durée de vie forment des supernovas, le Soleil serait apparu dans une large région de production d'étoiles massives, sans doute comparable à la nébuleuse d'Orion... L'étude de la structure de la ceinture de Kuiper et des matériaux inattendus qui s'y trouvent suggère que le Soleil s'est formé parmi un ensemble d'étoiles regroupées dans un diamètre de 6,5 à et représentant une masse collective équivalente à celle du Soleil.. Différentes simulations d'un Soleil jeune, interagissant avec des étoiles passant à proximité durant les millions d'années de sa vie, produisent des orbites anormales. De telles orbites sont observées dans le Système solaire externe, notamment celles des objets épars..

vignette|gauche|Disques protoplanétaires de la nébuleuse d'Orion, une « pouponnière d'étoiles » d'une année-lumière de diamètre, très similaire à la nébuleuse primordiale où le Soleil s'est formé. Image issue du télescope spatial Hubble.

L'une de ces régions de gaz en effondrement, la « nébuleuse pré-solaire »., aurait formé ce qui allait devenir le Système solaire. Cette région avait un diamètre compris entre (au). et une masse juste supérieure à celle du Soleil. Sa composition était sensiblement la même que celle du Soleil actuel. Elle comprenait de l'hydrogène, accompagné d'hélium et de traces de lithium produits par la nucléosynthèse primordiale, formant environ 98 % de sa masse. Les 2 % de la masse restante représentent les éléments plus lourds, créés par nucléosynthèse des générations plus anciennes d'étoiles.. À la fin de leur vie, ces anciennes étoiles avaient expulsé les éléments plus lourds dans le milieu interstellaire et dans la nébuleuse solaire.

À cause de la conservation du moment angulaire, la nébuleuse tournait plus vite à mesure qu'elle s'effondrait. Comme les matériaux au sein de la nébuleuse se condensaient, la fréquence des collisions des atomes qui les composaient augmentait, convertissant leur énergie cinétique en chaleur. Le centre, où la plus grande partie de la masse était collectée, est devenu de plus en plus chaud, bien plus que le disque l'entourant. Sur une période de ., les forces concurrentes de gravité, de pression des gaz, de champs magnétiques et de rotation ont causé la contraction et l'aplatissement de la nébuleuse en un disque protoplanétaire tournant avec un diamètre d'environ et formant en son centre une proto-étoile chaude et dense (une étoile au sein de laquelle la fusion d'hydrogène ne peut encore débuter)..

À ce point de son évolution, le Soleil était vraisemblablement une étoile variable de type T Tauri. Les études des étoiles T Tauri montrent qu'elles sont souvent accompagnées par des disques de matière pré-planétaire avec des masses de 0,001 à .. Ces disques s'étendent sur plusieurs centaines d'unités astronomiques et atteignent une température d'un millier de kelvins au plus..

Après 50 millions d'années, la température et la pression au cœur du Soleil sont devenues si élevées que son hydrogène a commencé à fusionner, créant une source d'énergie interne qui s'est opposée à la contraction gravitationnelle jusqu'à ce que l'équilibre hydrostatique soit atteint.. Ceci a marqué l'entrée du Soleil dans la première phase de sa vie, connue sous le nom de séquence principale. Les étoiles de la séquence principale tirent leur énergie de la fusion de l'hydrogène en hélium dans leur cœur. Le Soleil reste une étoile de la séquence principale..

Formation des planètes

redresse=3.2|vignette|centré|Illustration des étapes clefs de la transformation du Système solaire durant ses 100 premiers millions d'années d'existence (il y a 4,56 à d'années).

On suppose que les différentes planètes se sont formées sur la base de la nébuleuse solaire, un nuage en forme de disque, fait de gaz et de poussières, n'ayant pas directement été englouti dans la formation du Soleil.. Le phénomène, actuellement retenu par la communauté scientifique, selon lequel les planètes se sont formées est nommé l'« accrétion ». Selon ce procédé, les planètes naissent des grains de poussière du disque d'accrétion en orbite autour de la proto-étoile centrale. À la suite de contacts directs, ces grains s'agrègent en blocs de 1 à de diamètre, qui, à leur tour, entrent en collision les uns avec les autres pour former des corps plus importants d'environ de large, des planétésimaux. Ces derniers s'accroissent graduellement au fur et à mesure de nouvelles collisions, augmentant au taux de quelques centimètres par année durant les quelques millions d'années suivantes.