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La périphérie du Système solaire


Aperçu
La connaissance de la région extérieure du Système solaire représente une avancée récente, mais importante, car elle donne accès à des objets considérés comme les témoignages les moins altérés de la phase de formation du Système solaire. On connaissait sans doute un objet situé au-delà de Neptune, depuis la découverte de Pluton en 1930 (et de son satellite Charon en 1978). On savait également que les comètes sont des objets en provenance des régions les plus lointaines du Système solaire, et qui ne déploient leur queue que lorsque il leur arrive de pénétrer dans les régions internes et de s'approcher du Soleil. Mais la situation a considérablement évolué depuis 1992, avec la découverte par Jane Luu et David Jewitt de QB1 (surnommé Smiley), le premier objet situé au-delà de Pluton, et surtout reconnu comme membre d'une structure en forme de disque restée jusque là hypothétique : la ceinture de Kuiper ou de Edgeworth-Kuiper, du nom des astronomes Gerard Kuiper et Kenneth Edgeworth, qui en avaient proposé indépendamment l'existence, respectivement en 1948 et en 1951, pour expliquer l'origine des comètes de courte période.
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Nuage de Oort.
Représentation du Nuage de Oort.

En 1950, Jan Oort avait proposé, quant à lui, pour expliquer les caractéristiques des comètes de longue période, ou non périodiques, l'existence d'un grand réservoir de noyaux cométaires situé encore au-delà de la ceinture de Edgeworth-Kuiper. Contrairement aux comètes de courte période, qui circulent sur des plans généralement proches de l'écliptique, les comètes non périodiques peuvent inscrire leur trajectoire dans un plan quelconque. Cela signifie que le nuage de Oort n'est pas assimilable à un disque plus ou moins épais ou à un tore, comme la ceinture de Edgeworth-Kuiper. Il s'agit d'une structure à symétrie sphérique. Une sorte de grand cocon (distant de 50 000 à 100 000 unités astronomiques), qui entourerait le Système solaire et en tracerait l'extrême limite. Riche de milliers de milliards de comètes, le Nuage de Oort accueille une population de corps expulsés pour l'essentiel de la région de la ceinture de Edgeworth-Kuiper et de celle des planètes géantes, au moment où celles-ci se sont formées. Cette structure instable continue d'accueillir quelques noyaux cométaires venus de mêmes secteurs, mais surtout se vide progressivement, par un phénomène de diffusion chaotique (analogue à une "évaporation"); en direction de l'espace interstellaire, ou en expulsant de temps à autre une comète vers les régions internes du Système solaire, où elle restera éventuellement. 
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A la recherche de la « Neuvième planète » : l'effet Némesis

Les extinctions massives d'espèces vivantes qu'a connu la Terre à plusieurs reprises au cours de son histoire ont-elles été causées par le bombardement épisodique de notre planète par des noyaux cométaires expulsés du Nuage de Oort? On l'a parfois dit, en invoquant le rôle déstabilisateur d'un astre massif (grosse planète ou naine brune), nommé Némésis (à cause de son effet exterminateur), qui serait en orbite à la périphérie du Système solaire. Aujourd'hui, les observations paraissent démentir clairement l'existence d'un tel objet. Il n'en demeure pas moins que diverses causes peuvent être à l'origine de la déstabilisation des orbites des objets du Nuage de Oort, et leur implication dans les extinctions massives (effet Némesis) n'est pas nécessairement à exclure.

Le facteur de déstabilisation le moins exotique est sans doute la perturbation par les planètes géantes connues - celles-ci rendent instables, à terme, toutes les orbites des corps qui gravitent autour du Soleil. Mais le facteur principal pourrait bien être la traversée des bras galactiques de la Voie lactée par le Système solaire. Ces événements placent le Nuage de Oort sous l'influence des nuages moléculaires géants qui se concentrent dans ces bras. Leur masse considérable peut déstabiliser très efficacement les orbites des plus petits corps circulant à la périphérie du Système solaire, et de plus, leur fréquence (un tous les cent millions d'années environ) pourrait bien s'accorder avec la fréquence des extinctions.

Par ailleurs, selon les simulations numériques conduites en 1999 par S. Ida, J. Larwood et A. Burkert, il apparaît que si les perturbations imputables aux planètes géantes peuvent expliquer une partie de la structuration de la ceinture de Edgeworth-Kuiper, il est nécessaire pour en expliquer une autre partie, et justifier les excentricités élevées de certains corps d'admettre le rôle de perturbations induites par des objets n'appartenant pas au Système solaire. Les auteurs parlent de passages rapprochés d'étoiles, croisées au hasard de notre course autour de la Galaxie.

De nouvelles simulations, conduites par Konstantin Batygin et Mike Brown de Caltech (Institut de technologie de Californie), et dont les résultats ont été publiés en janvier 2016, ont remis à l'ordre du jour la possibilité de l'existence d'une planète inconnue à la périphérie du Système solaire, induites dont les perturbations gravitationnelles pourraient expliquer l'alignement des objets dans la ceinture de Edgeworth-Kuiper mais aussi le comportement étrange de certains corps comme Sedna. Cet objet, la "neuvième planète du Système solaire", graviterait à 4,5 milliards de kilomètres, en moyenne, du Soleil (ce qui le placerait sur une orbite une vingtaine de fois plus éloignée que celle de Neptune) et accomplirait sa révolution sur une durée allant de 10 000 à 20 000 ans; sa masse serait de 10 fois celle de la Terre. A ce jour, seule l'observation directe (probablement en infrarouge), peut permettre de trancher.


Inventaire
La Ceinture de Edgeworth-Kuiper
A ce jour plusieurs centaines d'objets de Edgeworth-Kuiper ont été répertoriés au-delà de l'orbite de Neptune, et sont donc à ranger dans la catégorie des objets transneptuniens. On utilisera ici pour les designer le terme d'Oceks (Objets de la ceinture d'Edgeworth-Kuiper). Leur couleur est parfois bleutée, mais plus généralement rougeâtre, ce qui est attribué à la présence de matière organique à leur surface. En profondeur, ils seraient cependant constitués essentiellement de glace. 
Quelques chiffres - Selon les estimations actuelles, il existerait de 30 000 à 70 000 Oceks possédant un diamètre supérieur à 100 km. Leur diamètre moyen serait concentré autour de 230 km. La masse de tous les corps circulant dans l'espace compris entre 30 et 50 UA du Soleil, représenterait une masse totale équivalente au quart de celle de la Terre. Le nuage de Oort pourrait quant à lui représenter une masse dix fois supérieure.
Il convient de leur associer une famille de petits corps qui circulent dans la zone même des planètes géantes, et qui sont appelés des Centaures* (ou Centaurides) (parce qu'on leur donne le plus souvent les noms de centaures de la mythologie grecque). Les Centaures peuvent être considérés comme la frange interne de la Ceinture de Edgeworth-Kuiper. On y voit aussi des objets de transition entre les Oceks et la famille des comètes joviennes.

Les Oceks transneptuniens.
Pour l'essentiel, il s'agit bien de corps analogues à des noyaux cométaires, avec des diamètres estimés de l'ordre de la centaine de kilomètres, et parfois accompagnés de satellites. Peut-être une partie d'entre eux s'avéra-t-elle correspondre à une classe d'objets distincts des comètes, ou bien à des astéroïdes. En tout cas, quelques-uns, qui sont beaucoup plus gros, méritent d'ores et déjà d'être rangés plutôt parmi les planètes naines au même titre que Pluton. On les désigne sous le nom de naines de glace. Outre Pluton et Charon, on peut citer au nombre des naines de glace : Eris (la plus grosse des planètes naines coinnues actuellement),Sedna, 2004 DW, Quaoar, Ixion, Varuna et 2002 AW97. Aux incertitudes de mesure près, tous dépassent les mille kilomètres de diamètre. Quaoar est de la taille de Charon; Sedna et 2004 DW ont un diamètre estimé aux trois quarts de celui de Pluton, et Eris, dont les dimensions ont commencé à étre estimées en 2005, il semble bien dépasser Pluton en taille et avoir un diamètre tournant autour de 3000 km.


L'objet 1997 CQ29 et son satellite.
Huit couples similaires étaient connus fin 2002.
Source : Noll, Stephens et al., 2002.

On distingue plusieurs grandes familles de ces objets en fonction de leurs caractéristiques orbitales : 

Les Oceks classiques - Ils correspondent, par leurs orbites, grosso modo à la population prévue pour les corps de la ceinture de Edgeworth-Kuiper. Ils représentent environ 95 % des objets transneptuniens et possèdent des orbites relativement stables, pas toujours aussi circulaires et aussi proches du plan de l'écliptique que ce qui était prévu, mais circulent à une distance moyenne (entre 40 et 48 UA) qui correspond assez ce qui était attendu. Quaoar et Varuna figurent parmi les naines de glace rangées dans cette catégorie. Autres Oceks classiques : le couple 1997 CQ29, ci-dessus, Rhadamanthe, Chaos.

Les Plutinos (et autres Oceks résonants) - Il s'agit d'une population d'objets aux couleurs peu marquées, que l'on peut considérer comme un sous-ensemble du groupe précédent, mais dont l'orbite partage avec celle du couple Pluton-Charon d'être réglée, pour sa période, sur celle de Neptune. Lorsque la planète géante a achevé trois révolutions autour du Soleil, les Plutinos en ont accompli deux (résonance 3/2). 2004 DW et Ixion sont deux autres naines de glace à ranger dans cette famille, de laquelle il convient de rapprocher d'autres groupes de corps qui circulent sur des orbites réglées selon d'autres rapports avec la période de Neptune (résonances 3/5 et 3/4 en particulier, pour des objets situés à moins de 42 UA du Soleil, et résonance 1/2 (objets appelés Twotinos) pour un groupe situé au-delà, dans ce qui est appelé la ceinture d'Edgeworth-Kuiper principale).

N. B. - On appelle cubewanos (mot fabriqué à partir du nom du premier objet découvert, QB1) les objets circulant au-delà d'une quarantaine d'unités astronomiques du Soleil, et pour la période desquels il n'existe aucune commensurabilité simple avec celles des planètes géantes.


Les Oceks dispersés - Ces corps, peu nombreux en proportion, circulent sur des orbites très allongées qui s'écartent beaucoup plus du plan de l'écliptique et constituent une structure discoïdale diffuse. On comprend leurs caractéristiques orbitales comme l'effet de perturbations occasionnées par un passage à proximité de Neptune. De façon générale, les objets qui circulent sur des orbites fortement inclinées semblent avoir une surface plus claire et moins rouge que les autres. La naine de glace 2002 AW197 est un membre de cette population.

Poussières à la frontière

De la même façon que les astéroïdes de la ceinture principale, les Oceks ont pu connaître au cours de leur longue histoire des collisions, dont le résultat aura été la dispersion dans l'espace d'une grande quantité de poussières. Les astronomes voient dans cette composante périphérique du nuage zodiacal une structure analogue aux anneaux de poussières qu'ils ont repérés autour de certaines étoiles, telles que Véga (Lyre), Fomalhaut (Poisson Austral), ou Epsilon Eridani (Eridan). L'intérêt d'un tel rapprochement est bien sûr qu'il invite à se demander si les structures poussiéreuses qui entourent ces étoiles ont la même cause que celles qui entourent le Système solaire, autrement dit si elles aussi abritent des planètes géantes.

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Les Centaures
La découverte par C. T. Kowal de Chiron, le premier Centaure, date de 1977. Les Centaures sont eux aussi semble-t-il des d'objets assimilables à de gros noyaux cométaires. Chiron, par exemple, dont on s'est d'abord demandé s'il était, avec ces 180 km de diamètre, à ranger parmi les astéroïdes ou les comètes, a manifesté peu après sa découverte une faible activité cométaire (émission de matières volatiles). Parmi les Centaures, on citera Pholus (190 km de diamètre, et une des couleurs les plus rouges du Système solaire), Asbolus, ou encore Chariklo, qui avec un diamètre estimé de 300 km, est à rapprocher des planètes naines.

On suppose que les Centaures, qui ont des excentricités très importantes comme les Oceks dispersés, sont originaires de la ceinture de Edgeworth-Kuiper principale, mais qu'ils ont été conduits sur leurs orbites actuelles par les perturbations des planètes géantes. Un type d'évolution de trajectoire à mettre en parallèle avec celle que l'on attribue aux circastéroïdes. Certaine "comètes éteintes", rangées parmi les circastéroïdes pourraient d'ailleurs, selon S. Ipatov, avoir aussi été avant cela des Centaures. Quoi qu'il en soit, les orbites des Centaures restent instables et ont une durée caractéristique de l'ordre de 10 millions d'années seulement. Selon les simulations numériques (Tiscareno, Malhotra, 2002), ils sont progressivement rejetés ensuite. Pour les deux tiers vers les régions beaucoup plus lointaines du Nuage de Oort, et pour le tiers restant, viennent enrichir la population des comètes joviennes. certains pouvant également entrer en collision avec une planète géante.

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