Les Objets Transneptuniens et les KBO

Les Plutinos (II)

Faisant partie de la grande famille des TNO, ces petits planétésimaux ne sont pas répartis aléatoirement mais résident dans une bande très large qui s'étend entre 30 et 65 UA, dont le demi-grand axe moyen se situe à environ 39 UA du Soleil, c'est-à-dire dans la zone orbitale qui précède la Ceinture de Kuiper tout en empiétant sur cette dernière (cf. ce diagramme).

La famille des Plutinos comprend au moins 153 membres (2006). Outre une forte inclinaison orbitale (<35°) ils se caractérisent par une résonance parfaite ou proche de 2:3 avec Neptune. C'est-à-dire qu'ils effectuent 2 rotations autour du Soleil lorsque Neptune en fait 3. Cette résonance est également partagée avec Pluton, d'où ces astéroïdes tirent leur surnom (petits Pluton).

Pluton ne se distingue des Plutinos que par sa taille : c'est le plus grand objet identifié en résonance 2:3. Il est probable que cette orbite de résonance stabilise les Plutinos contre les perturbations gravitationnelles générées par Neptune. Ces objets résonants sur des obrites elliptiques peuvent en effet s'approcher de Neptune sans jamais être capturé ou s'y fracasser car leur distance au périhélie leur permet d'éviter Neptune. Pluton agit d'une manière similaire lorsqu'il traverse l'orbite de Neptune, sans jamais entrer en collision avec cette planète.

Quelque 35% des Objets Transneptuniens sont des Plutinos. Quelques autres semblent sous l'emprise d'autres résonances tel 1995 DA2 qui obéit probablement à la résonance 3:4.

En extrapolant le nombre d'individus découverts à ce jour, David Jewitt estime qu'il existerait quelque 25000 Plutinos de plus de 100 km de diamètre, dont 1400 seraient accessibles aux moyens actuels, un nombre très élevé que les astronomes étaient bien en mal d'imaginer au début des années 1990.

Quelle est l'origine de la résonance 2:3 ?

A exactement 39.4 UA, se trouve une orbite de résonance 2:3 contenant l'orbite de Pluton et environ 200 KBO. Selon Renu Malhotra spécialiste de la dynamique du système solaire à l'Université d'Arizona, se fondant sur un travail préliminaire de Julio Fernandez et des simulations numériques, la résonance 2:3 serait le résultat d'un échange du moment angulaire (la vitesse de rotation) avec les planétésimaux à une époque qui remonterait à l'accrétion du système solaire.

Malhotra pense qu'Uranus et Neptune, en particulier, ont été en mesure d'éjecter de nombreuses comètes vers le Nuage de Oort, provoquant une modification de la taille de leurs orbites. Comme Neptune se déplaçait vers l'extérieur, ses résonances furent poussées vers le disque planétésimal proche où elles accumulèrent les objets comme une boule de neige. Capturés dans les zones de résonances à mesure que Neptune se déplacait, ces Plutinos en devenir ont vu leur excentricité et leur inclinaison orbitales graduellement se modifier au fil du temps.

Selon David Jewitt ce scénario est viable. Les seuls arguments pouvant s'y opposer concernent la question de savoir pourquoi cela ne se serait pas produit dans l'autre sens, au retour de Neptune et quelle distance la planète aurait-elle parcourue de la sorte. Enfin, l'inclinaison de Pluton est plus élevée que la valeur typique des objets simulés par Malhotra (l'inclinaison de 1995 QZ9 est de 19.5°, supérieure à celle de Pluton qui est de 17.17°).

Malgré les défauts de cette dynamique, l'hypothèse de la "planète mouvante" apparaît aussi bonne si pas meilleure que la plupart des autres théories proposées jusqu'à présent.

2001 KX76 Ixion, le KBO qui détrôna Cérès

Depuis mai 2001 le chef de file des Plutinos est aussi le plus grand des astéroïdes, Ixion alias 2001 KX76 qui présente un diamètre de 1055 km.

Sa découverte fut réalisée dans le cadre du sondage "Deep Ecliptic Survey" (DES) un programme financé par la National Science Foundation à l'initiative de la NASA qui a pour but de détecter des KBO. Il réunit les observatoires du Kitt Peak, de Lowell et de Cerro Tololo au Chili.

Au cours d'une séance d'observation, l'astronome Robert L. Millis directeur de l'Observatoire Lowell et son équipe examinèrent des images digitales enregistrées le 22 mai 2001 avec le télescope Blanco de 4 m de Cerro Tololo par James L. Elliot du MIT et Lawrence H. Wasserman de l'Observatoire Lowell lorsqu'ils découvrirent un objet de 20^e magnitude dans la constellation du Scorpion. Ils se rendirent vite compte que l'objet était un nouveau KBO de la famille des Plutinos. Brian Marsden qui coordonne le Centre des Planètes Mineures pour l'Union Astronomique Internationale le baptisa temporairement sous le nom de code 2001 KX76. Il sera finalement baptisé Ixion.

A gauche, une image composite du KBO 2001 KX76 Ixion découvert le 22 mai 2001 au télescope Blanco de 4 m du Chili par une équipe de l'Observatoire Lowell. Mesurant environ 1200 km de diamètre cet astéroïde détrône Cérès et est aussi grand que Charon ou que le KBO Vanura découvert en 2000. La couleur réelle de ce Plutino est en fait rouge typique des astres orbitant dans cette région du système solaire. Cliquer ici pour charger une représentation de son orbite. Documents Astrovirtuel/G.Hahn/DLR et PUK/DHS. A droite, les tailles respectives de quelques membres de cette famille comparées au système de Pluton. Documents Astrovirtuel/G.Hahn/DLR et ESO/ESA.

Après avoir sollicité l'aide des astronomes européens de l'ESO pour déterminer ses paramètres orbitaux et pouvoir ainsi évaluer sa masse et sa magnitude absolue, Gerhard Hahn du Centre Aérospatial Allemand (DLR) estima tout d'abord la dimension d'Ixion à environ 1200 km de diamètre (contre 950 km pour Cérès) et présentait un albedo de 0.07. D'autres estimation basées sur le même albedo réduisent son diamètre à 950 km. Dans les deux cas, sa taille est comparable à celle de Charon, le satellite de Pluton, et au Plutino Varuna découvert en l'an 2000. Ce Plutino est donc très certainement sphérique. 

La couleur d'Ixion mesurée avec l'Instant Camera "MagIC" du télescope Magellan de 6.5 m de Las Campanas au Chili indique que l'objet est rouge, typique de la coloration des corps primitifs situés dans cette partie reculée du système solaire. Des mesures en infrarouge réalisées avec le télescope spatial Spitzer (anciennement SIRTF) affinèrent ces valeurs en 2002.

Depuis la découverte des premiers KBO par David Jewitt et Jane Luu en 1992, près de 900 objets ont été découverts dont Quaoar (Æ 1280 km), un KBO moitié plus petit que Pluton (Æ 2370 km), Varuna (Æ 900 km), Ixion (Æ 950-1200 km), et bien sûr les planètes naines Sedna (Æ ~1000 km) et Eris (Æ 2326 km). Jewitt estime qu'il existe au moins 70000 TNO à découvrir dont le diamètre est supérieur à 100 km dans une zone radiale s'étendant entre l'orbite de Neptune (30 UA) et 50 UA.

Mais la découverte du Plutino Ixion est plus qu'un fait scientifique car pour la première fois depuis plus de 200 ans, les planétologues ont découvert un objet tout à fait inattendu dans le système solaire que les calculs ne prévoyaient pas. On sait qu'il existe en théorie des dizaines de milliers d'astéroïdes et autant de KBO, mais de cette taille, environ 1000 km, c'est bien la première fois qu'on en découvrit depuis Cérès.

Robert Millis pense que "nous avons toutes les raisons de croire que des objets jusqu'à la taille des planètes, aussi grands ou plus grands que Pluton résident là-bas attendant d'être découverts. Jusqu'à ce que la Ceinture de Kuiper soit minutieusement explorée, nous ne pouvons pas prétendre connaître toute l'extension ou le contenu du système solaire". Il ne croyait pas si bien dire; un an plus tard on découvrait Quaoar et trois ans plus tard Sedna ainsi que Eris.

Grâce au système d'archivage électronique de l'ESO, l'équipe de Hahn découvrit qu'Ixion fut déjà enregistré en 1982. Muni de deux décennies de données l'amateur allemand Arno Gnaedig calcula qu'Ixion se trouvait à 43.2 UA, soit 6.5 milliards de km de la Terre. Son orbite est similaire à celle de Pluton et est en résonance avec celui de Neptune qui se situe à environ 39.9 UA du Soleil.

Les Objets Dispersés du Disque (SDO)

En 1996, David Jewitt et ses collègues utilisèrent une caméra CCD de 8192x8192 pixels placée au foyer du télescope de 2.2 m de l'Université d'Hawaï afin de photographier de grands champs stellaires à la recherche de planétésimaux. Ils disposaient également d'une caméra CCD de 12K pixels offrant un champ de 42'x28' au rapport f/4.

1996 TL66 fut l'un des premiers SDO découvert par cette technique. Comme les autres membre de cette famille, il présente une particularité qui le différencie des autres KBO, à savoir une orbite très excentrique (e=0.59) avec une distance périhélique d'environ 35 UA et un demi-grand axe de 85 UA, soit presque deux fois plus étendue que celle des KBO classiques. Il présente également une taille remarquable. Avec une magnitude visuelle de 21 et un albedo de 0.04, son diamètre est estimé à environ 500 km. Enfin, TL66 met presque 1000 ans pour accomplir une révolution autour du Soleil.

Eris et 2007 OR10

Parmi les autres SDO remarquables, il faut citer la planète naine Eris (Æ 2326 km) sur laquelle nous reviendrons car elle manqua de peu de devenir la 10^e planète du système solaire.

Citons également 2007 OR10 qui fut découvert en 2007 par Megan Schwamb du Caltech dans le cadre de sa thèse de doctorat sous la direction de Michael E. Brown. Schwamb recherchait un objet dans la région de Sedna au moyen du télescope spatial Kepler et des données infrarouge de l'observatoire spatial Herschel quand elle localisa un nouvel objet de magnitude apparente +21.8. La découverte fut confirmée en 2009. En fait l'objet avait déjà été identifié sur une photographie en 1985.

A gauche, l'orbite de 2007 OR10 comparée à celle des autres planètes du système solaire. Document T.Lombry. Au centre, illustration de la surface de 2007 OR10 par Ron Miller. A droite, le satellite de 300 km découvert autour de 2007 OR10 par l'équipe d'Andras Pal sur des anciennes images prises par le Télescope Spatial Hubble.

Selon une étude publiée en 2016 par Andras Pal de l'Observatoire Konkoly de Hongrie et son équipe, 2007 OR10 est la 3^e plus grande planète naine du système solaire (derrière Pluton et Eris) avec un diamètre d'environ 1535 km. L'astre évolue sur une orbite très excentrique (e=0.5) inclinée de 30.9° la conduisant entre 100.84 et 33.01 UA du Soleil (demi-grand axe de 66.9 UA). L'astre boucle sa révolution en 547.5 ans. Le "Deep Ecliptic Survey" de la NOAO qui a déjà permis de découvrir Ixion et Cubewano (Chaos) parmi d'autres TNO a montré que son orbite est en résonance 3:10 avec celle de Neptune.

En analysant les images prises par le Télescope Spatial Hubble en 2009 et en 2010, Andras Pal et son équipe ont découvert un petit satellite de 300 km de diamètre orbitant autour de 2007 OR10 à une distance d'au moins 15000 km. Son orbite fut confirmée par la NASA en 2017.

En 2016, 2007 OR10 se situait à 87.5 UA du Soleil et se déplaçait à 2.7 km/s vers les confins du système solaire. 2007 OR10 se trouvera à l'aphélie (100.84 UA) en 2130. Surnomée "Snow white" (l'UAI ne lui a pas encore attribué officiellement de nom) en raison de sa couleur blanche, de la glace d'eau a été identifiée dans son spectre et probablement du méthane. Sa surface contient également de l'azote (N₂) et du monoxyde de carbone (CO).

Enfin, on estime que la masse globale des TNO pourrait approcher 0.5 à 1 fois la masse de la Terre. Cela ne comprend pas les objets gravitant dans le Nuage de Hills comme Sedna et l'hypothétique neuxième planète sur lesquelles nous reviendrons.

Les Centaures et les comètes de la famille de Jupiter (JFC)

Les Centaures proviendraient de la Ceinture de Kuiper située entre ~35 et ~500 UA du Soleil. Des rencontres rapprochées avec Neptune en placent certains sur des trajectoires intérieures où ils deviennent des Centaures dont l'orbite se situe entre celle de Jupiter et de Neptune soit grosso-modo entre 5 et 30 UA. 

Les Centaures constituent le réservoir d'environ 1000 comètes à courte période (P/ dont la période est inférieure à 200 ans) qui évoluent dans le système solaire interne appelées les comètes de la famille de Jupiter ou JFC. Ces comètes se caractérisent par une aphélie à 5.2 UA et une inclinaison moyenne de 12° sur le plan de l'écliptique. Plusieurs de ces comètes furent visitées par des sondes spatiales telles que Tempel 1 (Deep Impact), Wild 2 (Stardust) et "Choury" alias 67P/Churyumov-Gerasimenko (Rosetta).

Les Centaures évoluent sur des orbites chaotiques qui masquent les voies exactes qu'ils empruntent pour devenir des JFC. Tiraillés par les champs gravitationnels des planètes géantes - Jupiter, Saturne et Neptune - les Centaures ne restent pas longtemps dans leurs parages, ce qui en fait une région à forte rotation.

Les astronomes connaissent 452 Centaures (2019) mais on estime leur population entre 44000 et 10 millions d'objets, dont la plupart sont trop petits et donc trop pâles pour être identifiés, même avec les plus grands télescopes équipés de moyens CCD.

A chaque révolution, le Soleil influence davantage les JFC jusqu'à ce qu'elles finissent par se briser, frôler une planète qui l'éjecte du système solaire interne ou que ses substances volatiles soient épuisées. Il arrive également qu'une grande partie de la poussière reste sur l'astre et recouvre sa surface, de sorte que la comète ne libère plus de gaz et de poussière et passe en dormance (classée A/).

Selon une théorie, une réserve régulière de "bébés comètes" doit remplacer celles qui ont plongé dans le système solaire interne. Deux "réservoirs" existent, d'une part le Nuage de Oort mais qui est trop éloigné (0.8 a.l. en moyenne) pour les injecter rapidement dans le système solaire interne, d'autre part sa région interne, la Ceinture de Kuiper, mais dont la distribution des KBO est trop vaste et ne permet pas d'injecter rapidement des comètes à courte période. Bref, les astronomes ignoraient où se situait ce réservoir cométaire. En revanche, les astronomes avait déjà découvert un indice : les JFC sont les produits évolutifs de TNO évoluant en tant que Centaures.

Pour comprendre l'origine des JFC et leur évolution, Kathryn Volk et Walter Harris du Lunar and Planetary Laboratory de l'Université d'Arizona et leurs collègues ont simulé l'évolution des orbites des TNO entrant dans la population des Centaures et ont vérifié si certaines comètes à courte période correspondaient à ces orbites.

Ils ont découvert au-delà de Jupiter l'existence d'un Gateway ou passerelle dynamique, une région temporaire à faible excentricité que traverse la majorité des JFC. Les chercheurs ont également pu estimer la population d'astéroïdes dans ce Gateway et découvert que certaines comètes visitant la Terre provenaient de cette région. Les résultats de leur étude furent publiés dans les "Astrophysical Journal Letters" en 2019.

Les résultats de leur simulation montrent qu'en raison des forces gravitationnelles antagonistes, la région du Gateway déclenche un léger changement de trajectoire : une fois qu'un Centaure pénètre dans cette région, il est très probable q u'il deviendra une JFC d'ici quelques milliers d'années.

La région du Gateway de forme approximativement oblonge coïncide avec une plage de distance héliocentrique dans laquelle les comètes présentent des sursauts d'activité. A ce titre, l'activité éruptive de la comète 29P/Schwassmann-Wachmann 1 (SW1) découverte en 1927 et qui présente un noyau d'environ 65 km de longueur est probablement typique de l'évolution de la plupart des JFC. Selon Harris, "parmi les nouveaux Centaures suivis par la simulation, plus d'un sur cinq s'est avéré entrer dans une orbite similaire à celle de SW1 à un moment donné de leur évolution."

L'orbite actuelle de SW1 qui présente une très faible excentricité fut établie après sa conjonction avec Jupiter en 1975 et persistera jusqu'à ce qu'une nouvelle conjonction avec Jupiter en 2038 double son excentricité et déplace son demi-grand axe vers son aphélie actuelle. Une évolution ultérieure entraînera probablement l'orbite de SW1 hors de la région du Gateway.

La simulation indique que les Centaures qui traversent la région du Gateway sont la source de plus des deux tiers de toutes les comètes de la famille de Jupiter, ce qui selon Harris, "en fait la principale passerelle par laquelle ces comètes se manifestent."

La simulation suggère également qu'un objet de la taille de SW1 entre probablement dans la région du Gateway tous les 50000 ans. Selon les chercheurs, SW1 serait donc le plus grand Centaure dans l'histoire humaine à avoir fait cette transition dynamique et physique vers les JFC.

Comparable en taille et en activité à la comète Hale-Bopp (dont le noyau mesure 40 km) qui fut l'une des plus brillantes du XX^e siècle, selon les auteurs SW1 a 70% de chances de devenir ce que pourrait être la comète la plus brillante jamais vue. Selon Harris, "nos descendants pourraient voir une comète 10 à 100 fois plus active que la célèbre comète de Halley sauf que SW1 reviendrait tous les six à dix ans au lieu de tous les 75 ans." Selon Volk, "s'il y avait eu une comète aussi brillante au cours des 10000 dernières années, nous le saurions. Nous considérons cela comme une preuve irréfutable qu'un évènement similaire ne s'est pas produit depuis au moins 10000 ans, car les anciennes civilisations auraient non seulement enregistré la comète, mais elles l'auraient peut-être vénérée ! "

Selon Volk, "historiquement, nous avons supposé que la région autour de Jupiter était assez vide, nettoyée par la gravité de la planète géante, mais nos résultats nous apprennent qu'il existe une région qui est constamment alimentée." Cette source constante de nouveaux objets pourrait expliquer le taux surprenant d'impacts de corps glacés sur Jupiter, tels que la comète Shoemaker-Levy 9 en 1994.

Un anneau autour de certains TNO

S'il fut surprenant de découvrir que plusieurs astéroïdes sont escortés par une ou deux lunes (cf. les astéroïdes), il est encore plus étonnant de découvrir qu'au moins 3 planètes mineures de la famille des TNO disposent d'un anneau.

1. Chariklo

L'astéroïde Chariklo (ou Chariclo) fut découvert en 1997 par James Scotti du programme Spacewatch. Chariklo est membre du groupe des Centaures gravitant entre les orbites de Jupiter et de Neptune vers 15.8 UA. Il mesure 252 km de diamètre et présente une période orbitale proche de 63 ans.

En 2013, à la faveur d'une occultation les astronomes découvrirent qu'il était encerclé par deux anneaux qui furent nommés Oiapoque et Chui d'un rayon de respectivement 396 et 405 km et d'envrion 7 km et 3.5 km de largeur. Les anneaux ressemblent à ceux d'Uranus. Ils sont séparés d'environ 9 km. Ils sont rocheux mais contiennent vraisemblablement de la glace d'eau mélangée à un matériau sombre, des débris d'un corps glacé qui est entré en collision avec Chariklo dans le passé. La découverte fut annoncée en 2014 dans la revue "Nature" (cf. en PDF).

Le 18 octobre 2022, à l'occasion de l'occulation de l'étoile Gaia DR3 6873519665992128512 par Chariklo (cf. ce GIF animé de 122 KB), le télescope JWST a pu clairement mesurer deux extinctions par les anneaux. Le spectre obtenu par le spectrographe NIRSpec confirme également la présence d'eau glacée à la surface de l'astéroïde (cf. NASA, 2023).

Actuellement, on ignore l'origine de ces anneaux mais il est possible qu'ils se soient formés suite à une collision qui forma un disque de débris qui s'est ensuite dispersé selon la masse des particules sous la limite de Roche. Le fait que les anneaux soient étroitement confinés suggère que des satellites gardiens pourraient les maintenir en place.

A voir : ESOcast 64: First Ring System Around Asteroid, ESA, 2014

A gauche, illustration des deux anneaux encerclant l'astéroïde 10199 Chariklo. A droite, illustration de l'anneau encerclant la planète naine Hauméa. Document ESO et IAA-CSIC/UHU.

Notons que Chariklo est trop petit et trop éloigné pour que le JWST puisse photographier directement les anneaux. Les occultations et la spectroscopie restent donc les seules méthodes pour caractériser ce système.

2. Hauméa

Hauméa est un TNO membre des SDO, qui plus est une planète naine découverte en 2005 par l'équipe de José Luis Ortiz de l'Institut d'Astrophysique d'Andalousie (IAA) en Espagne mais il avait déjà été enregistré en 2004 grâce au télescope du Mont Palomar.

Hauméa est un astre exotique à bien des égards. Il présente une forme allongée, mesurant environ 2322 x 1704 x 1138 km. Il gravite dans la région transneptunienne à environ 43 UA et effectue une révolution autour du Soleil en 284 ans. Hauméa est également escorté par deux satellites (Hi'iaka d'environ 310 km de diamètre et Namaka d'environ 170 km de diamètre).

L'anneau d'Hauméa fut découvert en 2017 par l'équipe de José Luis Ortiz qui utilisa pas moins de 12 télescopes répartis à travers l'Europe pour l'identifier lors de l'occultation de l'étoile URAT1 533-182543 dont voici les résultats préliminaires (2017). L'anneau présente un rayon d'environ 2287 km et une largeur de 70 km. La planète naine effectue trois rotations sur son axe pendant le temps que l'anneau complète une révolution. C'est la première fois qu'on découvre un anneau autour d'un petit corps qui n'est pas un Centaure.

3. Chiron

L'astéroïde Chiron  fut découvert par Charles T. Kowal en 1977 grâce à la chambre Schmidt de 1.2 m du Mont Palomar. Chrion mesure environ 160 x 80 km. Il gravite à environ 13.63 UA et boucle sa révolution autour du Soleil en 50.4 ans. Comme Chariklo, il appartient au groupe des Centaures. Comme nous l'avons expliqué, c'est une comète dormante (95P/Chiron).

En 2015, suite à la découverte de l'anneau d'Hauméa, les données de plusieurs occultations stellaires par Chiron ont été réanalysées par l'équipe de José Luis Ortiz précité qui découvrit un segment d'anneau potentiel autour de cet astéroïde. Il serait elliptique avec un rayon d'environ 324 x 228 km. Sa largeur n'a pas encore été estimée. Il pourrait s'agir d'un système d'anneaux. Il s'agirait alors du plus petit Centaure entouré d'anneaux.

Dernier chapitre

Composition des Centaures et TNO