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Les Objets Transneptuniens et les KBO

Composition des Centaures et TNO (III)

Vu leur distance (Plutinos, KBO et SDO sont à plus de 30 UA) et leur magnitude (20 à 25), connaître la composition superficielle des TNO est un véritable défi. Les méthodes habituelles consistent à réaliser des spectres en lumière blanche et dans le proche infrarouge qui révèlent la composition du substrat de ces petits corps ce qui permet d'établir des comparaisons avec les autres membres du système solaire. Mais il est difficile de réaliser de tels spectres sur d'aussi petits corps, même en utilisant le puissant télescope Keck de 10 m d'Hawaii.

Aussi, dans un premier temps, c'est en analysant des clichés couleurs large bande réalisés au moyen de caméras CCD performantes (8 et 12k pixels) que David Jewitt et ses collègues ont pu dresser les profils optiques de plusieurs dizaines de TNO et mettre en évidence des propriétés communes.

Optiquement, les TNO présentent une grande variété de couleurs, allant du gris neutre (réfléchissant également toutes les longueurs d'onde), au rouge profond. En outre, la gamme de couleurs (représentée par la pente des spectres de chaque objet dans le diagramme ci-dessous) est à peu la même que celle qui existe entre le très rouge Centaure "Pholus" et le gris presque neutre "Chiron". La gamme des couleurs optiques suggère donc une diversité de matériaux à la surface des KBO et des Centaures. Mais quelle est cette diversité ?

Comme l'a montré une étude de Michael Brown du Caltech publiée en 2012, a priori on s'attendrait à ce que la surface des KBO soit gris neutre s'ils sont composés de glace d'eau et de gaz carbonique, ou noire et rouge en raison de l'abondance des composés carbonés. Leur teinte rouge résulte d'un bombardement prolongé du méthanol (CH3OH) présent à leur surface par les rayons cosmiques vecteurs de particules très énergiques. Des expériences de laboratoire montrent en effet que les protons libèrent sélectivement l'hydrogène des matériaux de surface, favorisant la formation de polymères organiques complexes et notamment de tholines (hydrocarbures légers mélangés à des composés azotés). Une fois irradié, le matériau de surface est carbonisé au sens strict et prend une coloration noire, typique d'une croûte réfractaire telle qu'on l'observe dans le noyau des comètes par exemple.

Composition des Centaures et TNO

La lumière réfléchie par les Centaures et les TNO sur plusieurs longueurs d'onde permet de tracer leur profil spectral et de confirmer que la majorité d'entre eux ont une composition chimique de surface assez semblable, similaire par exemple à l'objet de Kuiper 1992 QB1. 80 % d'entre eux sont des chondrites carbonées et présentent un albedo de 0.03. Chiron est définitivement un objet particulier (Centaure) dont le profil spectral témoigne d'une activité fort différente de celle des astéroïdes ordinaires (voir tracé inférieur gauche bleu ciel). A gauche, composition spectrale des Centaures Chiron et Pholus. Document Luu et Jewitt (Ap.J., Nov 96). Au centre, le TNO 1996 TL66. A droite, chimie de surface des planétésimaux (TNO) dans la nébuleuse protosolaire en fonction de leur distance orbitale et de leur taille. Document adapté de Adam Waszczak/Caltech (2013) basé sur une étude des KBO réalisée en 2012 par Michael Brown du Caltech.

Ce processus de carbonisation des tholines fut décrit dans une nouvelle étude publiée en 2016 dans l'International Journal of Astrobiology. Selon Chaitanya Giri de l'Institut Max Planck et responsable de cette étude, étant donné que ces astéroïdes sont à l'origine des comètes, la surface sombre des comètes pourrait avoir la même origine et notamment 67P/Churyumov-Gerasimenko sur laquelle se posa la sonde spatiale Philae de la mission Rosetta en 2014. En comparant cette découverte avec les analyses faites sur Titan, sur l'astéroïde Cérès et sur Pluton, les astronomes espèrent mieux comprendre comment se forment les tholines et leur implication dans les processus prébiotiques.

La gamme de couleurs que présentent les KBO peut avoir plusieurs origines. Première hypothèse, ils ont intrinsèquement une composition différente qui se traduit par une coloration particulière comme c'est le cas pour les astéroïdes dont la couleur est fonction de leur lieu et de leur température au moment de leur formation. Actuellement on pense que les KBO se sont tous formés dans l'espace au-delà de Neptune, dans un milieu porté à une température voisine de 40 à 50 K, qui ne peut donc pas expliquer leur variation prononcées de composition.

Une autre interprétation considère que des collisions dans la Ceinture de Kuiper ont pu endommager leur croûte superficielle sombre, révélant le matériau intérieur non infiltré resté "frais". Un tel processus est par exemple visible sur la Lune et sur d'autres satellites révélant autour des cratères d'impacts récents des ensembles de raies brillantes recouvrant des matériaux plus sombres. Des simulations de ce processus semblent confirmer cette hypothèse (malgré la forte incertitude concernant le taux de collisions dans la Ceinture de Kuiper). Seule condition à réunir, l'échelle de temps nécessaire à ce "resurfaçage d'impact" doit être du même ordre de grandeur que l'échelle de temps nécessaire à l'irradiation du manteau de l'objet.

En 1998, R.Brown et ses collègues de l'Université d'Arizona ont obtenu un spectre dans le proche infrarouge du KBO 1993 SC. Bien que l'image soit très aplanie, il est pertinent de noter que les raies d'absorptions correspondent approximativement au système de raies identifiées sur Pluton. Cette similitude suggère une composition de surface similaire à celle de Pluton, à savoir CO et CH4 gelés ainsi que d'autres mélanges de glace sales.

Dans ce contexte, en 2003 Michael Brown et ses collègues américains ont suggéré que Pluton n'était finalement pas différent des KBO. Officieusement il fait aujourd'hui partie de ces populations de petits corps perdus aux confins du système solaire au même titre que Sedna, Quaoar, Varuna, et consorts. Pluton est en fait le KBO le plus brillant, suivi par 2005 FY9, 2003 EL61 et Eris sur lesquels nous reviendrons.

Quaoar

Parmi les KBO imposants il y a Quaoar, alias 2002 LM60. Il fut découvert en juin 2002 grâce au télescope Samuel Oschin de 1.20 m du mont Palomar.

Quaoar orbite à environ 42 UA ou 6.3 milliards de km du Soleil, soit 30 % plus loin que Pluton quand il est au plus près du Soleil mais c'est aussi deux fois plus près que Sedna. Si nous devions y aller à pied, il nous faudrait environ 100000 ans pour atteindre Quaoar. A la vitesse de la navette spatiale il faudrait 25 ans. Quant à la lumière il lui faut tout de même plus de 5 heures pour l'atteindre. A cette distance le Soleil ne brille pas beaucoup plus que Vénus vue de la Terre et il gèle par -230°C.

A gauche, le déplacement de Quaoar photographié au télescope Oschin du Mt.Palomar en juin 2002. Cliquer sur l'image pour lancer l'animation (GIF de 169 KB). A droite, les tailles relatives de quelques petits astres du système solaire comparées à la Terre. Documents Chad Trujillo et T.Lombry.

Quaoar gravite sur une orbite quasi circulaire présentant une ellipticité égale à 0.04, inclinée d'environ 8° sur le plan de l'écliptique. Il accomplit sa révolution autour du Soleil en 285 années terrestres.

Grâce aux mesures effectuées par le Télescope Spatial Hubble, les astronomes ont estimé le diamètre de Quaoar à environ 1280 km. D'autres analyses lui donnent un diamètre d'environ 1110 km. Il est donc moitié plus petit que Pluton (2370 km) et plus grand que Sedna (~1000 km).

En 2007, sur base de photographies prises un an plus tôt par le Télescope Spatial Hubble, l'équipe de Michael E. Brown découvrit un satellite en orbite autour de Quaoar (cf. IAUC 8812). Il fut baptisé Weywot. Sur base de sa magnitude et de son diamètre apparents, le satellite mesurerait environ 74 km de diamètre et orbiterait à 14500 km de Quaoar.

C'est en janvier 2005 que David Jewitt et Jane Luu ont obtenu le premier spectre en haute résolution de Quaoar grâce au télescope Subaru de 8.2 m installé au sommet du Mauna Kea. Ce spectre indique la présence d’eau glacée cristallisée. Les auteurs estiment qu'elle apparut à la surface de Quaoar voici 10 millions d’années.

Grâce à cette signature caractéristique, Jewitt et Luu pensent que certains processus sont toujours actifs aujourd’hui, notamment des remontées de glace enfermées dans le sous-sol de Quaoar depuis 4.5 milliards d’années ou un réchauffement de sa surface qui pourrait expliquer la présence de cette glace d’eau. Bien que cette interprétention reste spéculative, c’est une bonne nouvelle car pour la première fois des astronomes ont pu obtenir un spectre révélant des propriétés inattendues et étranges à la surface de Quaoar.

Statistiquement, David Jewitt estime qu'il existe environ 10000 objets de ce type présentant des paramètres orbitaux similaires.

En résumé, à part Sedna, toutes les planètes naines et les plus grands KBO disposent d'au moins un satellite.

L'orbite (en rouge) et la photographie du déplacement du KBO 2012 VP113 en l'espace de deux heures le 5 novembre 2012 sous filtres R,V,B. Voir plus d'images sur le site de Scott Sheppard. Documents Carnegie Institution/NASA.

Autres TNO et KBO

2012 VP113

Le 5 novembre 2012, les astronomes Chad Trujillo et Scott Sheppard découvrirent grâce aux télescopes Blanco de 4 m du CTIO installé à Cerro Tololo et des deux Magellan de 6.5 m installés à Las Campanas, un nouveau grand KBO de magnitude 23.4 qui fut dénommé 2012 VP 113 par l'UAI. Après les contrôles d'usage, l'annonce fut publiée en 2014.

Sur base de sa magnitude absolue et son albédo, ce KBO mesure entre 350 et 600 km de diamètre et gravite à une distance comprise entre 80 et 446 UA sur une orbite très excentrique (e=0.69) et inclinée de 24° sur le plan de référence. A cette distance, il boucle son année en quelque 4268 ans !

Selon les observations, sa surface pourrait être rose, le résultat de réactions chimiques produites par l'effet du rayonnement solaire sur l'eau glacée, le méthane et le dioxyde de carbone. Cette teinte est compatible avec la formation d'un astre dans la région gazeuse plutôt que dans la Ceinture de Kuiper qui est dominée par des objets rouges foncés.

2012 VP113 se trouvait à 80 UA en 1979 et se trouvait à 83 UA en 2015.

Hauméa

136108 Hauméa, alias 2003 EL61 est un TNO membre de la famille des "objets dispersés du disque" ou SDO qui rejoint Eris et beaucoup d'autres petits corps. Il appartient aussi à la famille des planètes naines. Comme les TNO, son orbite présente une forte excentricité.

Sa découverte fut annoncée le 28 juillet 2005 par l'équipe de José Luis Ortiz de l'Institut d'Astrophysique d'Andalousie (IAA) utilisant le Telescopio Sierra Nevada de Grenade en Espagne. Entre-temps, les astronomes américains Michael Brown de Caltech et Chad Trujillo de l'Observatoire Gemini d'Hawaii découvrirent cet objet dans leurs données suite à une revue du ciel réalisée avec le télescope du mont Palomar le 6 mai 2004. L'annonce fut retardée en raison de nouvelles observations effectuées à titre de confirmation par le télescope spatial Spitzer. Par un excès de prudence, la paternité de cette découverte revient donc aux astronomes espagnols.

Hauméa est actuellement le deuxième TNO le plus brillant dans cette région après Pluton, devançant Eris. Hauméa est escorté par deux satellites et en 2017 les astronomes découvrirent qu'il est également entouré d'un anneau, un phénomène très rare autour des petits corps. Nous y reviendrons dans l'article général décrivant les astéroïdes car d'autres astéroïdes possèdent également un ou plusieurs anneaux.

A lire : Conversion of Absolute Magnitude to Diameter for Minor Planets, SFAU

The H and G magnitudes system for asteroids (PDF), BAA

Objet

2005 FY9

2003 EL61

2003 UB313

Désignation UAI

136472 Makémaké 136108 Hauméa 136199 Eris

Taille (Pluton = 1 = 2370 km)

0.60

0.83

0.98

Diamètre équatorial

1434 km

1960 km

2326 km

Magnitude visuelle (jan 2016)

17.0

17.3

18.7

Magnitude absolue

+4.05

+0.44

-1.2

Albédo

0.1 à 0.4

0.7

0.96

Période orbitale

309 ans

283 ans

560 ans

Périphélie

39 UA

35 UA

38 UA

Aphélie

53 UA

52 UA

97 UA

Argument du périhélie

297°

297*

151°

Inclinaison orbitale

29°

29°

44°

Nombre de satellite

0

2

1

Composition superficielle

comme Pluton

eau glacée

comme Pluton

Si nous voulons améliorer les modèles du système solaire et notamment préciser l'origine des perturbations orbitales dans la Ceinture de Kuiper, nous devons patienter encore quelques années, le temps que la sonde spatiale New Horizons qui visita Pluton en 2015 atteigne la Ceinture de Kuiper en 2026. Cette année là nous pourrons enfin photographier ces KBO en haute résolution, en découvrir certainement de nouveaux et éclaircir les mystères qui entourent ces petits corps glacés perdus aux confins du système solaire.

Pour plus d'informations

Eris (sur ce site)

Sedna (sur ce site)

Liste des TNO, MCP

Position des TNO, SwRI

Ephémérides, JPL

Kuiper Belt, David Jewitt

Conversion of Absolute Magnitude to Diameter for Minor Planets, SFAU

The H and G magnitudes system for asteroids (PDF), BAA

Growth of asteroids, planetary embryos and Kuiper belt objects by chondrule accretion (PDF), Anders Johansen et al., 2015

Mission New Horizons, NASA

CADC's Digital Sky Survey (POSS2)

The STScI Digitized Sky Survey (POSS2)

USNO-B1.0

Minor Planet Checker

Hierarchial Observing Protocal for Asteroids

Jet Propulsion Laboratory (JPL)

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