EDGEWORTH-KUIPER CEINTURE DE

Origine de la ceinture de Edgeworth-Kuiper

Une comparaison de la distribution des orbites des objets observés avec la distribution des orbites dont les simulations suggèrent qu'elles sont stables sur des temps de l'ordre de l'âge du système solaire a été effectuée. Cette comparaison a permis d'établir qu'une région comprise entre 36 et 40 ua du Soleil et dans laquelle les orbites ont une excentricité inférieure à 0,05 est très stable. De plus, au-delà de 42 ua environ, la ceinture de Edgeworth-Kuiper devrait former un disque « froid », c'est-à-dire un disque dans lequel les objets sont sur des orbites dont l'excentricité et l'inclinaison sont proches de zéro, de telle sorte que les comètes ne se croisent pas. Selon les théories admises, développées par Ivan Nikolaïevitch Ziglina et Viktor Sergueïevitch Safronov en 1976, les planétésimaux ont en effet dû se former ainsi et, à ces distances, les perturbations planétaires devaient être trop faibles pour avoir réchauffé le disque ou, en d'autres termes, pour avoir augmenté les excentricités et les inclinaisons des orbites des corps évoluant dans cette région. Or les corps observés ont précisément des orbites dont les valeurs de l'excentricité et de l'inclinaison sont élevées, ce qui suggère qu'ils ont subi une excitation.

Un autre problème vient du fait que, comme nous le verrons plus loin (cf. 5 Nombre d'objets et masse de la ceinture), les estimations statistiques du nombre d'objets en fonction de leur taille, calculées notamment par Paul R. Weissman et Harold F. Levison en 1996, suggèrent que la masse totale de la ceinture atteint quelques dixièmes de masse terrestre (de l'ordre de 30 p. 100). Or cette valeur, pourtant compatible avec l'absence de perturbations gravitationnelles exercées par la ceinture sur Neptune et Pluton ainsi que sur les sondes spatiales qui la traversent, reste cent fois inférieure à la masse primordiale supposée dans cette région de la nébuleuse primitive. Une telle masse est nécessaire pour éviter l'existence d'une chute brutale de densité au-delà de Neptune.

Cependant, les modèles d'évolution collisionnelle suggèrent que les collisions qui se sont produites jusqu'à présent entre les objets de Kuiper ne sont pas suffisantes pour avoir provoqué une diminution aussi importante de la masse de la ceinture de Edgeworth-Kuiper, et qu'un mécanisme dynamique est nécessaire pour exciter les excentricités des orbites de ces objets afin de renforcer le rôle des collisions et d'éjecter dans des régions instables de la ceinture une fraction conséquente de corps. L'éjection d'une fraction importante d'objets non seulement réduirait la masse de la ceinture par un facteur correspondant, mais éliminerait aussi statistiquement les quelques corps massifs qui ne pourraient pas être détruits à l'issue des collisions. Par exemple, un mécanisme dynamique éjectant 90 p. 100 des corps laisserait statistiquement dans la ceinture seulement un corps de la taille de Pluton sur dix, de telle sorte que, les plus petits corps pouvant être réduits lors de leurs évolutions collisionnelles, le facteur final de déficit en masse serait bien supérieur à 90 p. 100. Le problème se résume alors à trouver un tel mécanisme dynamique d'éjection.

Certaines théories sur la formation du système solaire suggèrent que Neptune s'est en fait formé plus près du Soleil que sa distance actuelle. Ainsi, pendant qu'il accrétait de la matière, le proto-Neptune aurait subi un grand nombre de rencontres proches avec des planétésimaux voisins. Il en aurait éjecté certains vers l'extérieur, comme ceux qui auraient été placés dans le nuage de Oort, et en aurait déplacé d'autres vers l'intérieur du système solaire. D'après les simulations, ces derniers seraient[...]