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Quant aux météorites, ce sont des fragments de roches et de métaux,
dont les dimensions, en règle générale, varient de quelques dizaines de
mètres à quelques millimètres. Elles circulent dans l’espace interplané-
taire, et quand elles sont attirées par telle ou telle planète, elles y tombent,
en y creusant des cratères si le sol est solide et si leur masse est assez
forte. Quand la planète est entourée d’une atmosphère gazeuse, la mé-
téorite qui la traverse y subit des modifications. Elle peut se consumer en
tout ou partie, en s’échauffant par suite du frottement dû à la résistance
de l’atmosphère. C’est la cause du phénomène des étoiles filantes que
l’on peut observer par les nuits d’été sur Terre.
La genèse globale du système solaire est désormais mieux connue.
L’origine de ses divers composants remonte à l’époque de la formation du
Soleil, il y a environ 4,6 milliards d’années. À cette époque, un grand nuage
local de gaz et de poussières en rotation lente (la masse protosolaire) s’est
contracté, et condensé, puis sa densité et sa température centrale ont aug-
menté jusqu’à atteindre des valeurs suffisantes pour amorcer des réactions
thermonucléaires, et une étoile incandescente (le Soleil) s’est activée.
En se contractant, le reste du nuage protosolaire s’est aplati en disque et
a engendré des planètes, par un processus qui a duré au moins 100 millions
d’années, pendant lequel de nombreux grains de matière se sont concentrés
progressivement çà et là. Les conditions physiques du disque étaient très
différentes entre le centre et la périphérie. Au centre intervenaient les tem-
pératures et les pressions les plus élevées, pendant que les matières les moins
denses se dispersaient en périphérie.

Les planètes telluriques proches du Soleil ont ainsi pu se former par at-
traction-accumulation de petits corps denses, alors que vers la périphérie,
au-delà de la ceinture d'astéroïdes, la température et l’attraction plus faibles
ont favorisé la condensation et la combinaison de composés contenant de
l’hydrogène, de l’hélium, du carbone, et de l’azote, jusqu’à former des pla-
nètes gazeuses géantes. C’est la raison pour laquelle les planètes internes
sont constituées de masses solides et denses, tandis que les planètes ex-
ternes sont moins denses et plus volumineuses (à l’exception de Pluton).

Quel est l’avenir de tout cela ? Les astrophysiciens stellaires, qui se
consacrent à l’étude des étoiles et de leurs mécanismes de fonctionne-
ment, ont découvert que chaque étoile a son propre cycle évolutif, et
qu’elle ne dure pas éternellement. Elle nait, se structure, et atteint une
situation très chaude, qui dure quelques milliards d’années. Pendant cette
phase, notre étoile-Soleil transforme son hydrogène en hélium.

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