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Les petits objets du système solaire. Pascal et Muriel Blondel, Christophe Grosperrin et Hugues Courtois. 23 Mai 2006. SOMMAIRE. Les petits objets du système solaire: Qu’est ce que c’est ? Les différents petits objets du système solaire Pluton: planète ou objet transnéptunien ?

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les petits objets du syst me solaire

Lespetitsobjetsdu système solaire

Pascal et Muriel Blondel,

Christophe Grosperrin et Hugues Courtois

23 Mai 2006

sommaire
SOMMAIRE
  • Les petits objets du système solaire: Qu’est ce que c’est ?
  • Les différents petits objets du système solaire
  • Pluton: planète ou objet transnéptunien ?
  • Quelques images…
les petits objets du syst me solaire qu est ce que c est
Les petits objets du système solaireQu’est ce que c’est?

Dans cet exposé, nous nous sommes limités aux objets de tailles inférieures aux planètes exceptés Pluton et Mercure qui, elles, sont de très petites planètes….

Ce sont souvent:

  • De petits résidus qui datent de la formation du système solaire
  • De petits planétoïdes qui se sont formés avec le temps quand ceux-ci se sont percutés lors de la formation des planètes et des satellites naturels
  • De petits corps célestes qui proviennent des différentes ceintures qui sont en orbites autour du soleil
  • D’objets qui proviennent du nuage de Oort
les diff rents petits objets
Les différents petits objets
  • Les météorites
  • Les différents astéroïdes
  • La ceinture de Kuiper
  • Les objets transnéptuniens
  • Le nuage de Oort
  • Les comètes
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Les météorites

Une météorite est un corps matériel extraterrestre de taille relativement petite qui atteint la surface de la Terre. Lorsqu'ils sont encore dans l'espace, ces corps sont appelés météoroïdes.

Lorsqu'ils pénètrent dans l'atmosphère, le frottement sur les particules la constituant entraîne un échauffement et une émission de lumière, ce qui forme un météore ou étoile filante.

La plupart se désagrègent dans l'atmosphère rendant les impacts sur la surface de la Terre assez rares. Environ 500 pierres de la taille d'une balle de baseball atteignent la surface par an.

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Les météorites

Les météorites plus conséquentes peuvent en revanche causer des cratères, dû à la force de collision libérée à l'impact, voire une destruction massive, comme celle qui semble avoir exterminé les dinosaures.

On distingue les météorites riches en métal (alliage de fer et nickel) ou sidérites, des météorites pierreuses ou aérolithes. Il ya a aussi les météorites mixtes ou métallo pierreuses ou encore sidérolithes.

Les aérolithes

Parmi les aérolithes, si la surface présente des cavités on parle de chondrites, et dans le cas contraire d'achondrites.

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Les météorites

79% des météorites sont des chondrites. On ne sait pas comment elles se forment, mais on suppose qu'elles proviennent de la ceinture d'astéroïdes. Les chondrites carbonées représentent 5% des météorites et contiennent des traces de matière organique, dont des acides aminés. Leurs ratios d'isotopes sont similaires à ceux du Soleil et on suppose qu'elles proviennent de la nébuleuse solaire.

8% des météorites sont des achondrites et proviennent probablement d'astéroïdes plus importants.

Les sidérites

Environ 6% des météorites sont des météorites contenant des alliages fer nickel. On pense qu'elles proviennent de planètes qui ont éclaté.

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Les météorites

Les sidérolithes

Les sidérolithes représentent 2% des météorites. Elles contiennent des mélanges de silicate et fer nickel. On pense qu'elles sont originaires de la frontière au-dessus de la région centrale d'où proviennent les météorites ferreuses.

Autres

Un petit nombre d'autres météorites, ayant des caractéristiques chimiques particulières relativement aux membres des groupes principaux, appartiennent à des groupes ou sous-groupes additionnels.

Il existe aussi des fragments arrachés à la Lune ou à Mars lors d'impacts à leur surface, qui atterrissent ensuite sur Terre.

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Les astéroïdes

Présentation:

Un astéroïde est un objet céleste, plus petit qu'une planète, qui fait partie de notre système solaire et n'est pas le satellite d'une planète. On suppose que les astéroïdes sont des restes du disque protoplanétaire, qui ne se sont pas regroupés en planètes pendant sa formation.

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Les astéroïdes

Exploration des astéroïdes

Les premières images rapprochées d'un astéroïde sont l'œuvre de la sonde Galiléo envoyée vers 951 Gaspra et 243 Ida en 1991. La sonde NEAR Shoemaker s'est posée sur 433 Éros en 2001.

Les principaux groupements

  • La ceinture principale

La ceinture dite principale, entre les orbites de Mars et Jupiter, distante de 2 à 4 unités astronomiques du Soleil, est le principal groupement. L'influence du champ gravitationnel de Jupiter les a empêché de former une planète. Cette influence de Jupiter est également à l'origine des lacunes de Kirkwood qui sont des orbites vidées par le phénomène de résonance orbitale.

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Les Troyens

Les astéroïdes Troyens forment le deuxième groupe le plus important.

Ils sont situés sur l'orbite d'une autre planète, aux deux points de Lagrange, L4 et L5.

La quasi-totalité des Troyens sont sur l'orbite de Jupiter bien que n'importe quelle planète puisse, en théorie, en avoir (de savants calculs indiquent cependant que les Troyens saturniens ne sont pas stables à cause de l'influence de Jupiter). On ne connaît que deux Troyens non-joviens : 5261 Eurêka, un troyen de Mars, et 2001 QR322, un troyen de Neptune.

Les astéroïdes géocroiseurs

Les astéroïdes géocroiseurs sont des astéroïdes dont l'orbite est relativement proche de celle de la Terre. Les Amors, dont 433 Éros fait partie, les Atens et les Apollos en sont les principaux groupes.

Seuls les Atens et les Apollos croisent l'orbite de la Terre et l'intérêt grandissant qu'on leur porte est lié à la crainte de les voir entrer en collision avec celle-ci. Ces croiseurs sont appelés ECA (Earth-Crossing Asteroids en anglais).

  • La ceinture de Kuiper

Les objets de la ceinture de Kuiper contiennent plus de glace, et ne sont donc pas à proprement parler des astéroïdes. Cette ceinture est la source de près de la moitié des comètes qui sillonnent le cœur du système solaire. Le premier membre découvert est (15760) 1992 QB1 en 1992; on en dénombre aujourd'hui un peu plus de 1000. Les anglais appellent les astéroïdes de ce type des « cubewanos ». Certains de ses membres sont à peine plus petits que Pluton ou sa lune Charon. Le plus grand identifié jusqu'à aujourd'hui est 50000 Quaoar qui atteint 1280 km de diamètre, soit plus de la moitié du diamètre de Pluton qui pourrait en perdre son statut de planète et être rattachée à cette classe d'objets.

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Les Centaures

Les Centaures sont un groupe d'astéroïdes qui naviguent autour du Soleil entre les orbites des planètes géantes. Le premier qui fut découvert est 2060 Chiron, en 1977. On suppose généralement que ce sont des astéroïdes ou des comètes qui ont été éjectés de leurs propres orbites.

  • Dénomination et Classification des astéroïdes

d'après leur spectre optique, qui correspond à la composition de leur surface. Il faut noter, cependant, que certains types sont plus facilement détectables que d'autres. Ainsi, ce n'est pas parce que la proportion d'astéroïdes d'un type donné est plus importante qu'ils sont effectivement plus nombreux.

Le Minor Planet Center est chargé de la gestion de la désignation des astéroïdes. Quand l'orbite d'un astéroïde est confirmée, on lui attribue un numéro, puis parfois un nom. Les premiers ont reçu les noms de personnages de la mythologie grecque ou romaine, puis suite à leur épuisement, on en a utilisé d'autres, comme ceux de personnes célèbres, des découvreurs, de leurs femmes… Les Troyens sont nommés d'après les héros de la guerre de Troie et les Centaures d'après les centaures.

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Les astéroïdes sont classés
  • Type C

75% des astéroïdes connus sont de ce type. Le « C » signifie carboné. Ces astéroïdes sont très sombres (coefficient d'albédo autour de 0,03) et similaires aux météorites chondrites carbonées. Leur composition chimique est proche de celle du Soleil, excepté pour l'hydrogène, l'hélium et d'autres gaz volatiles. Leur spectre est plutôt bleu et plat.

  • Type S

17% des astéroïdes sont de type S, le S correspondant à la silice. Ils sont assez brillants (albédo 0,10-0,22). Ils sont riches en métal (fer, nickel et magnésium principalement). Leur spectre se situe vers le rouge, similaire à celui des météorites sidérolithes.

  • Type M

Cette classe inclut la plupart du reste des astéroïdes. M signifie métallique. Ils sont faits d'alliage fer nickel et brillants (albédo 0,10-0,18).

Il y a un certain nombre de types plus rares, nombre qui augmente au gré des nouvelles découvertes :

  • type E, pour enstatite,
  • type R, pour rouge,
  • type V, pour 4 Vesta
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Les astéroïdes

Observation à l'œilnu desastéroïdes

Quoique l'on ait maintenant réussi à en identifier des dizaines de milliers, les astéroïdes restent presque impossibles à observer à l'œil nu. Ils sont bien trop petits, comparativement aux planètes et donc très peu lumineux. L'astéroïde 4 Vesta en est l'exception, c'est le seul qu'il soit parfois possible d'observer sans appareil optique. Sa luminosité n'étant toutefois pas très grande, il faut savoir où poser le regard !

Un astéroïde ressemble à une étoile qui brille dans le ciel nocturne. Le meilleur moyen pour partir à la chasse aux astéroïdes avec ses jumelles ou son télescope est d'observer le fond étoilé plusieurs nuits d'affilées et de détecter les points lumineux qui se déplacent face au fond stable. Certains catalogues répertorient la position des astéroïdes et il est alors plus facile de pointer le télescope au bon endroit. Alors bonne chance à ceux qui veulent tenter l’expérience !

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Les astéroïdes

L'étude des astéroïdes fut longtemps délaissée par les astronomes. Nous les connaissons depuis maintenant plus de deux cents ans, mais ils étaient considérés comme les rebuts du système solaire. On sait maintenant que les astéroïdes sont une clé importante de la compréhension de la formation du système solaire et c'est pour cette raison que les astronomes montrent un plus grand intérêt envers ces objets.

Le premier astéroïde fut découvert tout à fait par hasard par Giuseppe Piazzi, directeur, à l'époque, de l'observatoire de Palerme, en Sicile. La veille du jour de l'an 1801, ce dernier observait la constellation du Taureau, lorsqu'il aperçut un objet non identifié se déplaçant très lentement sur le fond étoilé. Il suivit le déplacement de cet objet pendant plusieurs nuits. Son collègue, Carl Friedrich Gauss, utilisa les observations de Piazzi pour déterminer la distance exacte de cet objet inconnu depuis la Terre. Ses calculs placèrent l'astre entre les planètes Mars et Jupiter. Piazzi le nomma Cérès, du nom de la déesse grecque qui fait sortir la sève de la Terre et qui fait pousser les jeunes pousses au printemps.

Tout cela était très surprenant car auparavant, en 1766, le physicien, astronome et biologiste prussien Johann Daniel Titius avait prédit qu'une planète circulait sur cette orbite ! Comment avait-il pu prédire une telle chose ? En créant la loi de Titius-Bode.

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Les astéroïdes

La découverte des premiers astéroïdes

Entre 1802 et 1807, trois autres corps sont découverts : Pallas, Junon et Vesta. Puis les recherches seront abandonnées jusqu'en 1845 avec la découverte de Astrée par Karl L. Hencke. En juillet 1868, 100 astéroïdes sont connus. La 1000e découverte homologuée a lieu en novembre 1921 (969 Leocadia) et la 10 000e en octobre 1989 ((21030) 1989 TZ11). En juillet 2004, il y avait 85 117 astéroïdes homologués. En règle générale, l'ordre des dates de découvertes ne correspond pas à l'ordre de numérotation des astéroïdes, car l'octroi d'un numéro dépend de l'établissement d'une orbite fiable.

Méthodes modernes de détection des astéroïdesJusqu'en 1998, les astéroïdes étaient découverts à l'aide d'un processus en quatre étapes. Tout d'abord, une région du ciel était photographiée à l'aide d'un télescope à large champ. Des paires de photographies étaient prises, à quelques minutes d'intervalle, typiquement une heure. De multiples paires étaient prises sur une série de jour. Deuxièmement, deux films de la même région sont observés dans un stéréoscope. Tout corps en orbite autour du Soleil aura alors bougé légèrement. Dans le stéréoscope, l'image de ce corps apparaîtra alors comme flottant légèrement sur le fond des étoiles. Troisièmement, une fois qu'un objet se déplaçant a été identifié, sa position était mesurée précisément en utilisant un microscope, la position étant mesurée relativement à celle d'une étoile connue.

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Les astéroïdes

Ces trois premières étapes ne constituent pas une découverte d'un astéroïde : l'observateur n'a trouvé qu'une apparition. L'étape finale de la découverte était d'envoyer la position et l'heure de la découverte à Brian G. Marsden du Minor Planet Center qui, à l'aide de programmes informatiques, calcule si cette apparition est reliée à d'autres apparitions sur la même orbite. Si c'est le cas, l'observateur de l'apparition finale est déclaré le découvreur et obtient l'honneur de nommer l'astéroïde. Le nom proposé doit néanmoins être approuvé par l'Union astronomique internationale.

L'apparition reçoit une désignation, constituée de l'année de découverte, d'un code de deux lettres représentant la semaine de découverte, et d'un numéro si plus d'une découverte a eu lieu dans cette semaine (exemple : 1998 FJ74). Lorsque l'orbite d'un astéroïde est confirmée, il reçoit un numéro permanent (exemple : (26308) 1998 SM165), puis, plus tard, un nom (exemple : 1 Cérès). Les premiers astéroïdes sont nommés d'après des personnages de la mythologie gréco-romaine, mais comme ces noms se sont rapidement épuisés, d'autres furent alors utilisés : noms de personnages célèbres ou des épouses du découvreur ou même des personnages de séries télévisées et des desserts favoris. Ces dernières années, le rythme de découverte d'astéroïde est tel que les astéroïdes sans noms sont majoritaires. Quelques groupes d'astéroïdes ont des noms ayant un thème commun. Par exemple, les Centaures sont nommés d'après les Centaures de la mythologie et les Troyens sont nommés d'après les héros de la Guerre de Troie. En juillet 2004, sur 85 117 astéroïdes, le dernier nommé était 78433 Gertrudolf, et le premier astéroïde sans nom était (3360) 1981 VA.

Depuis 1998, la plupart des astéroïdes sont découverts à l'aide de systèmes automatisés qui comprennent des caméras CCD et des ordinateurs reliés directement aux télescopes.

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Les transnéptuniens

On désigne par objet transnéptuniens tout objet du système solaire dont l'orbite est entièrement ou pour la majeure partie au-delà de celle de la planèteNeptune. La ceinture de Kuiper et le nuage d'Oort sont les noms de quelques subdivisions de ce volume de l'espace.

La planètePluton est un objet transnéptuniens. Cependant, si on l'avait découverte aujourd'hui, il n'est pas certain qu'on la qualifierait de planète.

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Les transnéptuniens

Présentation de Quaoar

(50000) Quaoar est un objet de la ceinture de Kuiper découvert en 2002 par les astronomes Chadwick (Chad) A. Trujillo et Michael (Mike) E. Brown de l'institut de technologie de Pasadena en Californie. Sa désignation temporaire fut 2002 LM60.

Son diamètre estimé est de 1 280 kilomètres, ce qui faisait de lui, lors de sa découverte, le plus grand planétoïde du système solaire. Il prenait ainsi la place qui a longtemps été occupée par l'astéroïde Cérès.

Sa découverte est un argument de plus pour les opposants au statut de planète de Pluton. Ils estiment en effet que la ceinture de Kuiper pourrait contenir plus d'une dizaine d'objets de la taille de Quaoar.

En 2004, des objets encore plus grands ont été découverts : (90482) Orcus puis (90377) Sedna.

Quaoar est probablement composé d'un agrégat de roches et de glace, celle-ci ayant probablement disparu de la surface comme l'indique son albédo de 0,07.

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Les transnéptuniens

La découverte de Sedna

(90377) Sedna est a été découverte par Michael (Mike) E. Brown (Caltech), Chadwick (Chad) A. Trujillo (observatoire Gemini) et David L. Rabinowitz (université de Yale) le 14 novembre 2003. La découverte a été annoncée le 15 mars 2004. Révélée avec le télescope Samuel Oschin du Mont Palomar en Californie, son existence a été confirmée les jours suivants par de nombreuses équipes. Le télescope spatial Spitzer a également été pointé dans sa direction mais n'a rien détecté ; cela permet de mettre une borne supérieure à la taille de Sedna. On avait à l'origine mesuré une période de rotation complète de l'objet très lente (20 ou 40 jours), ce qui laissait penser que la rotation de Sedna avait été freinée par les frottements gravitationnels d'un satellite. Le télescope spatial Hubble avait alors été pointé dans sa direction afin de rechercher une éventuelle lune, sans succès. En avril 2005 une mesure plus précise de l'astre a permis de déterminer une vitesse de rotation complète d'environ 10 heures.

De par le fait que cet objet est froid et très éloigné du Soleil, Michael E. Brown avait proposé à l'Union astronomique internationale le nom Sedna, une déesse inuit de la glace, qui est supposée vivre dans les profondeurs de l'océan Arctique. Il fallut attendre que les éléments de son orbite soient précisés avant que 2003 VB12 (sa désignation provisoire) soit numérotée (90377) et baptisée, ce qui fut fait en septembre 2004.

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Les transnéptuniens

Caractéristiques de Sedna

Sedna a un diamètre compris entre 1 180 et 1 800 kilomètres, et pourrait être l'objet le plus grand trouvé dans le système solaire depuis la découverte de Pluton en 1930 si elle s'avère plus grande que (90482) Orcus et ses 1 600 kilomètres. Plus éloignée du Soleil que le couple Pluton Charon, elle possède une orbite très elliptique. Son aphélie est à environ 942 ua du Soleil, son périhélie, qu'elle devrait atteindre en 2076, est estimé à 76 ua. Elle effectue une révolution en 11 486 ans.

Les scientifiques estiment que son éloignement empêche la température de sa surface de s'élever au-dessus de -240°C ; de plus, il s'agit de l'objet le plus rouge du système solaire après Mars, ce qui est atypique (mais fréquent chez les transnéptuniens).

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Les transnéptuniens

D'après David C. Jewitt, Sedna n'a pu se former là où elle se trouve : le disque protoplanétaire était trop ténu à cet endroit pour engendrer un objet de cette taille. D'après le scientifique, Sedna s'est formée soit dans la ceinture de Kuiper, soit dans la région des planètes. C'est plus tard que son aphélie a été éjecté et, finalement, c'est probablement une autre interaction gravitationnelle qui aurait déplacé son périhélie hors de l'orbite de Neptune.

Type d'objet

Même si sa taille empêche de faire d'elle une dixième planète, sa classification n'est pas évidente. Ses découvreurs estiment qu'elle ne fait pas partie de la ceinture de Kuiper mais serait peut-être le premier objet du nuage d'Oort découvert, bien que celui-ci soit beaucoup plus lointain ; d'autres scientifiques contestent cette vision des choses. En effet, d'après David C. Jewitt, découvreur du premier astéroïde de la ceinture de Kuiper, les possibilités suivantes sont à considérer :

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Les transnéptuniens

Sedna est un objet de la ceinture de Kuiper. Depuis quelques années, les scientifiques ont observé la raréfaction du nombre d'objets de la ceinture de Kuiper au-delà de 47 ua. En étant beaucoup plus éloignée, même à son périhélie, il n'est donc pas aisé de la considérer comme un tel objet. En fait, Sedna ne pénètre jamais la zone considérée aujourd'hui comme la ceinture de Kuiper.

Sedna est un objet du nuage d'Oort. David C. Jewitt exclut cette hypothèse : en effet, le nuage d'Oort est beaucoup plus lointain (au moins 1000 ua). De plus, ces objets peuvent avoir des orbites très inclinées par rapport au plan de l'écliptique (jusqu'à 180°). Sedna avec ses 23° d'inclinaison, et sa proximité au Soleil, ne convient pas.

Pour David C. Jewitt, Sedna, avec 2000 CR105 découvert quelques années plus tôt, sont la « partie émergée de l'iceberg » d'une nouvelle classe d'objets évoluant entre la ceinture de Kuiper et le nuage d'Oort. Aucun nom particulier n'a été avancé pour ce nouveau type d'objet.

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La ceinture de Kuiper

La ceinture de Kuiper est une zone du système solaire, s'étendant au delà de l'orbite de Neptune, entre 30 et 50 unités astronomiques. Cette zone, en forme d'anneau, est sans doute composée de plus de 35 000 objets de plus de 100 Km de diamètre, essentiellement situés dans le plan de l'écliptique. Sa masse totale est donc plusieurs centaines de fois supérieure à celle de la ceinture principale d' astéroïdes située entre Mars et Jupiter.

Il s'agit certainement des ultimes vestiges du disque d'accrétion à l'origine du système solaire. Les parties denses, à l'intérieur du disque, se sont condensées sous forme de planètes, alors que le bord externe, plus diffus, a produit un grand nombre de petits objets.

Un écrivain irlandais, astronome amateur, Kenneth E. Edgeworth avait publié des arguments similaires à ceux de Kuiper en 1943 et 1949. La ceinture est donc aussi quelquefois appelée ceinture d'Edgeworth Kuiper en reconnaissance de sa contribution.

Découverte de la Ceinture de Kuiper

En 1992 un corps céleste, nommé (15760) 1992 QB1 est découvert au delà des orbites de Pluton et Neptune. Dans la décennie suivante on en découvrit plusieurs centaines d'autres.

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La ceinture de Kuiper

Ces objets sont nommés ainsi en l'honneur de l'astronome Gérard Kuiper, le premier à en postuler l'existence dès 1951. Il l'avait alors décrite comme la source des comètes à courte période (celles qui tournent autour du Soleil en moins de 200 ans).

En effet les comètes perdent un partie de leur masse à chaque cycle, elles ont donc une durée de vie limitée. Par exemple la comète de Halley, qui consomme un dix millième de sa masse à chaque révolution, a une durée de vie estimée de 500 000 ans, bien inférieure à l'âge du système solaire.

Depuis les travaux de Jan Oort en 1950, on sait que les comètes à longue période de révolution proviennent d'une zone extrêmement éloignée du Soleil nommée nuage d'Oort. Cette zone est si lointaine que l'influence du Soleil y est minime, la simple gravité d'une étoile passant à proximité pouvant suffire à perturber l'orbite des corpuscules qui le composent et éventuellement les transformer en comètes à longue période.

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La ceinture de Kuiper

On supposait donc que les comètes à courte période étaient d'anciennes comètes à longue période dont la trajectoire avait été modifiée par l'action des planètes. Cette hypothèse n'expliquait cependant pas pourquoi les comètes à courte période avaient presque toutes une trajectoire dans le plan de l'écliptique alors que les comètes à longue période entrent dans le système solaire avec des angles quelconques.

En 1970, Paul Joss calcule que le mécanisme de modification de l'orbite d'une comète par une planète du système solaire est hautement improbable. Ces calculs seront confirmés par les simulations de Martin Duncan et Scott Tremaine en 1988. Pour ces astrophysiciens, cela revient à confirmer la théorie de Kuiper, qui postulait que les comètes à courte période viennent d'un anneau situé dans le système solaire externe. Notons que cela ne contredit en rien l'existence constatée des familles de comètes à courte période : les planètes géantes (surtout Jupiter) capturent bel et bien des comètes - ce n'est que leur provenance qui est affectée.

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La ceinture de Kuiper
  • Depuis la découverte de (15760) 1992 QB1, premier objet observé dans la ceinture de Kuiper, il est admis que les comètes à courte période proviennent de l'érosion progressive de cette ceinture par Neptune.
  • Enfin, la découverte de la ceinture a sans doute marqué la fin de la recherche de la planète X, censée suivre la neuvième planète Pluton. La présence de la ceinture explique à elle seule les anomalies orbitales de Neptune et d'Uranus. De plus le mécanisme de formation de la ceinture semble incompatible avec la concentration de matière nécessaire à la formation d'une planète
  • Les objets de la ceinture de Kuiper
  • Les objets de la ceinture de Kuiper sont notés KBO (pour Kuiper Belt Objects) ou parfois TNO (Trans-Neptunian Objects, objets transnéptuniens).
  • En 2004, on en connaissait déjà près de 800, classés en plusieurs types :
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La ceinture de Kuiper

Les objets « classiques » (en anglais Classical Kuiper Belt Objects [CKBOs]) appelés cubewanos, dont 28978 Ixion, (47171) 1999 TC36 (qui possède un compagnon) et 50000 Quaoar (le plus gros connu, avec ~1280 Km de diamètre)

Les plutinos (en anglais Plutinos Kuiper Belt Objects ou [PKBOs]), objets en résonance 2:3 avec Neptune, dont Pluton est le plus gros

Les objets dans d'autres résonances que les plutinos : 1:2, 2:5, 3:4, 3:5, 4:5 ou 4:7

Les objets épars (en anglais Scattered Kuiper Belt Objects [SKBOs] ou Scattered Disk Objects [SDOs]), qui ont une orbite très excentrique, avec un rayon minimal proche du bord interne de la ceinture. Il est probable que les orbites de ces objets ont été perturbées, sans qu'on puisse dire par quel objet. Depuis 1999, on connaît suffisamment d'objets de ce type pour pouvoir parler d'une classe d'objets distincts des plutinos et des « classiques ». Quelques représentants de cette famille : (15874) 1996 TL66 ou (55565) 2002 AW197 qui, avec ses 724 Km, est le plus gros SKBO connu à ce jour.

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La ceinture de Kuiper

Enfin, un certain nombre d'objets ne rentrent dans aucune de ces catégories.

Hormis les comètes, d'autres objets du système solaire proviennent sans doute de cette région. On estime ainsi qu'il est probable qu'un groupe d'astéroïdes particulier, les Centaures, soit originaire de la ceinture de Kuiper. L'un d'eux, 2060 Chiron, est d'ailleurs une comète active.

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Le nuage de Oort

Nuage d'Oort

En astronomie, le nuage d'Oort est une vaste zone située au-delà de la ceinture de Kuiper et qui contiendrait des milliards de comètes.

En 1932, Ernst Öpik, un astronome estonien, proposa de considérer que les comètes proviennent d'un nuage situé à l'extérieur du système solaire. En 1950, l'idée fut à nouveau proposée par l'astronome néerlandais Jan Oort pour expliquer une contradiction apparente : les comètes sont détruites par plusieurs passages par le système solaire interne, pourtant si les comètes que nous observons existaient depuis l'origine du système solaire, toutes auraient été détruites à ce jour. Il doit donc exister une source de nouvelles comètes. De plus, les calculs orbitaux de Oort montraient que de nombreuses comètes à très longue période et à inclinaison aléatoire s'éloignent du Soleil à des distances comprises entre 20 000 et 100 000 unités astronomiques, aux limites de la sphère d'influence gravitationnelle du Soleil.

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Le nuage de Oort

Bien qu'aucune observation directe n'ait été faite d'un tel nuage, les astronomes, en se basant sur des observations des orbites des comètes, pensent donc qu'il subsiste, aux confins du système solaire une vaste zone de noyaux cométaires, appelé Nuage d'Oort du nom de son découvreur. Ce nuage débuterait à environ 10 000-30 000 UA et s'étendrait jusqu'à une année-lumière, voire davantage et serait stable parce que le rayonnement du Soleil est trop faible à cette distance. Il pourrait contenir mille milliards de noyaux de comètes et serait la source de la plupart ou de toutes les comètes qui entrent le système solaire intérieur (quelques comètes de courte période peuvent venir de la ceinture de Kuiper).

Le nuage d'Oort serait un reliquat de la nébuleuse originelle qui s'est effondrée pour former le Soleil et les planètes il y a environ cinq milliards d'années. Au début, les noyaux se seraient formés par accrétion dans la région de Neptune où la matière était suffisante. Rapidement les planètes géantes les auraient soumis à de nombreuses et intenses perturbations gravitationnelles, les repoussant à la périphérie du système solaire. Occasionnellement, sous l'action d'influences gravitationnelles externes, comme le passage d'une étoile à proximité, certains de ces noyaux seraient précipités vers l'intérieur du système solaire pour devenir de nouvelles comètes observables depuis la Terre.

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Le nuage de Oort

On pense que d'autres étoiles sont aussi susceptibles de posséder des nuages d'Oort et que les bords externes des nuages d'Oort de deux étoiles voisines peuvent parfois se recouvrir, ce qui entraînerait l'intrusion occasionnelle, voire une arrivée massive, de comètes dans le système solaire interne.

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Les comètes

Une comète est un astre du système solaire formé d'un noyau solide rocheux et glacé, qui, au voisinage du Soleil, éjecte une atmosphère passagère de gaz et de poussières à l'aspect de chevelure diffuse, s'étirant dans la direction opposée au Soleil en une queue parfois spectaculaire.

Comète

En astronomie, une comète est à l'origine un halo lumineux qui apparaissait épisodiquement dans le ciel, et qui était interprété, selon son aspect et la période historique, comme un signe de bon ou mauvais augure. Le mot comète vient du grec kometes qui signifie chevelu.

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Les comètes

L'étude scientifique des comètes au XXe siècle a révélé leur vraie nature. Une comète est un corps glacé qui s'approche puis s'éloigne de notre Soleil. Certaines comètes ont une orbite elliptique, et tournent donc avec une certaine période autour du Soleil : ce sont les comètes périodiques.

L'objet cométaire est principalement composé de glaces, de gaz et de poussières qui se subliment à l'approche du Soleil ; d'où l'apparition d'une queue derrière la tête de la comète ou chevelure qui devient alors très brillante.

L'une des comètes les plus célèbres est la comète de Halley, qui réapparaît tous les 76 ans.

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Les comètes

Autres comètes célèbres :

comète Hale Bopp (C/1995 O1)

comète Hyakutake (C/1995 Y1)

comète Shoemaker-Levy 9 (D/1993 F2)

comète 109P/Swift-Tuttle

comète 55P/Tempel-Tuttle

comète 19P/Borrelly, visitée par la sonde Deep Space 1

Moins célèbres :

comète 67P/Churyumov-Gerasimenko

comète 81P/Wild 2

comète 73p/schwassmann-wachmann

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Pluton: Planète ou objet transnéptunien

Présentation de Pluton

Pluton est la neuvième planète du système solaire.

Comme Pluton est la plus petite planète du système solaire et que son orbite est très excentrique, sa désignation comme « planète » fait débat.

Orbite de Pluton

L'orbite de Pluton est très inclinée et fortement elliptique, ce qui l'amène périodiquement à être plus proche du Soleil que Neptune (ce fut le cas entre 1979 et 1999).

L'inclinaison de l'orbite de Pluton l'empêche en fait de croiser celle de Neptune. De plus, les deux corps sont en résonance 3:2 : pendant que Neptune effectue trois révolutions autour du Soleil, Pluton en réalise deux.

Neptune « dépasse » toujours Pluton quand celui-ci est à son aphélie. Lorsque Pluton est au périhélie, Neptune a pris environ 90° d'avance sur Pluton. En conséquence, Neptune et Pluton ne s'approchent jamais à moins de 2,5 Tm (2,5 milliards de km) et les deux astres ne peuvent jamais entrer en collision.

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Pluton: Planète ou objet transnéptunien

Cette résonance orbitale est stable : une perturbation de l'orbite de Pluton serait corrigée par l'attraction de Neptune.

Les objets transnéptuniens dont l'orbite est en résonance semblable sont catégorisés comme plutinos.

L'orbite de Pluton étant très excentrique, elle croise celle de nombreux autres objets (dont Neptune) ; parmi les astéroïdes numérotés, ces hadéocroiseurs comptaient (en juillet 2004) 10 frôleurs intérieurs (dont 5145 Pholus), 24 frôleurs extérieurs (dont 19521 Chaos), 17 croiseurs (dont 38628 Huya) et 37 co-orbitaux (dont 20000 Varuna, 28978 Ixion et 50000 Quaoar).

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Pluton: Planète ou objet transnéptunien

Statut de planète Pluton

Aujourd'hui certains scientifiques remettent en cause le statut de planète de Pluton. Selon eux, il est possible que Charon, Pluton et Triton (le plus gros satellite de Neptune), soient trois anciens astéroïdes de la ceinture de Kuiper qui en auraient été extraits par la planète géante. Leur composition (roche et glace) irait d'ailleurs en faveur de cette hypothèse. Cela ferait alors de Pluton, qui est pourtant plus petit que la Lune par exemple, l'objet le plus gros et le plus brillant de la ceinture de Kuiper.

Certains scientifiques proposent de rétrograder Pluton du statut de planète à celui de planète mineure (objet transnéptunien). D'autres, comme Brian Marsden du Minor Planet Center, suggèrent de lui donner à la fois les deux statuts, en raison de son importance historique et de sa découverte. Marsden annonça le 3 février 1999 que Pluton serait classé comme le 10 000e objet de son catalogue recensant justement 10 000 planètes mineures. Le nombre rond de 10 000 serait attribué à Pluton en son honneur pour la « célébration » de ce compte atteint. Mais l'Union astronomique internationale va mettre les points sur les i : Pluton ne sera pas déclassé du rang de planète majeure tant qu'il n'y aura pas de preuves réellement convaincantes. Elle reste donc par convention désignée comme la neuvième planète du système solaire.

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Pluton: Planète ou objet transnéptunien

Il est intéressant de noter que, historiquement, les quatre premiers astéroïdes découverts (1 Cérès, 2 Pallas, 3 Junon et 4 Vesta) furent considérés comme des planètes pendant plusieurs décennies (leurs dimensions n'étaient pas vraiment connues à l'époque). Certains textes astronomiques du début du XIXe siècle font référence à onze planètes (incluant Uranus et les quatre premiers astéroïdes). Le cinquième astéroïde (5 Astrée) fut découvert en 1845 peu de temps avant la découverte de Neptune, suivi de plusieurs autres dans les années subséquentes. Bien qu'ils soient toujours appelés « planètes mineures », ils ne sont plus aujourd'hui considérés comme des « planètes ». Peut-être qu'à l'avenir Pluton connaîtra le même sort que ces astéroïdes…

Pluton possède de petits satellites:

Charron le plus gros, S/2005 P1 et S/2005 P2 les deux derniers découverts le 15 Mai 2005