Au cours des 13.8 derniers milliards d’années, sous l’effet de la gravité, la matière s’est agrégée, compactée, contractée et s’est effondrée pour former des centaines de milliards d’objets voyageant à travers le cosmos, seuls ou au sein de systèmes gravitationnellement liés. Malgré l’immensité de l’Univers, les trajectoires de plusieurs de ces objets se croisent, et les collisions deviennent inévitables. 

Le modèle cosmologique standard — le modèle Λ-CDM — décrit la formation des objets cosmiques selon un accroissement hiérarchique, c’est-à-dire des plus petits objets vers les plus grands. Ainsi, les premiers s’effondrent et fusionnent pour former les seconds, selon une échelle de taille grandissante. En effet, ce modèle implique l’existence de matière noire froide, massive et lente par rapport à la vitesse de la lumière, impliquant cette dynamique hiérarchique montante.

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Au cours de l’évolution de l’Univers, le catalogue cosmique s’est donc enrichi de nombreux objets comme les planètes, les étoiles, les galaxies, les trous noirs, etc. En règle générale, ces objets évoluent à l’intérieur de systèmes liés par la gravitation, à l’intérieur desquels règne une cohésion s’opposant localement au phénomène d’expansion de l’Univers. Même si les distances sont ordinairement grandes entre ces objets, les collisions s’avèrent en réalité fréquentes.

Collisions planétaires et formation des satellites naturels

Il y a environ 4.5 milliards d’années, au début de la formation du Système solaire, les modèles suggèrent qu’il existait certainement plus de huit planètes. Par exemple, les simulations montrent qu’une cinquième géante gazeuse existait probablement entre Jupiter et Neptune ; elle aurait cependant été éjectée lors du nettoyage des orbites par les autres planètes.

collision planetes lunes satellites

Au cours de la formation d’un système solaire, il est fréquent que les corps planétaires s’entrechoquent et entrent en collision. Les modèles actuels suggèrent que la Lune, ainsi que les satellites martiens Phobos et Déimos, auraient été formés suite à la collision de la Terre et de Mars avec des corps de taille planétaire. Crédits : Nasa/JPL

L’hypothèse majoritaire concernant la formation de la Lune implique une collision entre un corps de la taille de Mars et la jeune Terre. Cet événement aurait propulsé des millions de tonnes de débris dans le milieu périphérique ; ce nuage de poussières et de roches se serait ensuite agrégé et contracté pour former la Lune.

Ce scénario a été conforté par de nombreux indices, notamment par l’étude des échantillons lunaires rapportés par les missions Apollo. De la même manière, les satellites martiens Phobos et Déimos sont réputés provenir de la collision de Mars avec un objet cosmique de grande taille.

D’après les modèles de formation planétaire actuels, les planètes rocheuses entrent en collision fréquemment lors de la formation d’un système solaire. Lorsqu’elles entrent en contact l’une avec l’autre, cela conduit à la formation d’une unique planète plus grande, avec un nuage de débris se contractant pour former un ou plusieurs satellites dont la taille décroît avec la distance. Le système Pluton-Charon est un exemple caractéristique de ce phénomène.

Collision de naines brunes : une possible promotion au rang d’étoile

Selon l’Union Astronomique Internationale, une naine brune est un objet dont la masse est insuffisante pour enclencher les réactions de fusion thermonucléaire de l’hydrogène, mais suffisante pour déclencher celles du deutérium. Il s’agit ainsi d’un objet trop peu massif pour être considéré comme une étoile, et trop massif pour être considéré comme une planète géante. Sa masse se situe, selon les modèles, entre 13 et 75 masses joviennes (masse de Jupiter) ; soit entre 1% et 7.5% de la masse du Soleil.

fusion naines brunes

Le système Luhman 16, situé à 6.5 années-lumière du Soleil, est composé de deux naines brunes dont les propriétés pourraient conduire à la formation, en cas de collision, d’une naine rouge. Crédits : NASA/JPL/AURA

Les naines brunes sont composées à environ 75% d’hydrogène. Lors de la collision entre deux naines brunes, si la masse totale de l’objet résultant de la fusion dépasse le seuil des 0.075 masses solaires, alors le nouvel objet est suffisamment massif pour enclencher des réactions de fusion thermonucléaires de l’hydrogène, et devient donc une véritable étoile. Dans ce cas, l’objet post-fusion est une naine rouge, et plus particulièrement une étoile de type M.

Collisions stellaires : amas globulaires et bleues tardives

Les étoiles sont des objets présentant une grande variété de masses. Les moins massives apparaissent rouges, froides et brûlent leur hydrogène moins vite. Les plus massives apparaissent bleues, chaudes et fusionnent leur hydrogène plus vite ; elles ont donc une durée de vie plus courte. L’âge d’un amas stellaire peut ainsi être déterminé en étudiant la distribution des masses de ses étoiles.

Dans quelques amas stellaires, certaines étoiles observées sont plus bleues, massives et chaudes qu’elles ne devraient l’être au regard de l’évolution des autres étoiles sur le diagramme de Hertzsprung-Russell. Les modèles théoriques suggèrent que ces étoiles bleues tardives — appelées blue straggler — proviennent de la collision d’étoiles au sein de l’amas hôte.

bleues tardives collision stellaire

Les modèles de formation stellaire suggèrent que les bleues tardives seraient des étoiles nées de la collision de deux étoiles moins massives. Sur l’image, les bleues tardives sont indiquées par les cercles verts. Crédits : NASA/ESA/W. Clarkson & al.

En effet, lorsque deux étoiles fusionnent, l’objet résultant est plus massif. Par exemple, si deux naines rouges de 0.7 et 0.8 masse solaire fusionnent, elles peuvent former une étoile bleue de 1.5 masse solaire, même si l’amas stellaire est trop vieux pour contenir des étoiles de 1.5 masse solaire.

Les bleues tardives sont fréquemment observées dans l’environnement stellaire dense des amas globulaires. Un tel scénario montre que, même quand une étoile a épuisé son carburant et a perdu de la masse, la formation d’une nouvelle étoile plus massive est toujours possible grâce à la fusion.

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