Objets Trans-Neptuniens

Plutino

Les plutinos sont des objets transneptuniens, situés dans la ceinture de Kuiper, et qui sont en résonance 2:3 avec Neptune. Cela signifie qu’ils effectuent deux orbites autour du soleil pendant que Neptune en fait trois.

PLUTON

Pluton (planète naine) – (134340) Pluton

Pluton, officiellement désignée par (134340) Pluton (désignation internationale : (134340) Pluto), est une planète naine, la plus volumineuse connue dans le Système solaire (2 372 km de diamètre, contre 2 326 km pour Éris), et la deuxième en termes de masse (après Éris). Pluton est ainsi le neuvième plus gros objet connu orbitant autour du Soleil (exception faite des lunes des géantes gazeuses) et le dixième par la masse. Premier objet transneptunien identifié, Pluton orbite autour du Soleil à une distance variant entre 30 et 49 unités astronomiques et appartient à la ceinture de Kuiper, ceinture dont il est (tant par la taille que par la masse) le plus grand membre connu.
Après sa découverte par l’astronome américain Clyde Tombaugh en 1930, Pluton était considérée comme la neuvième planète du Système solaire. À la fin du XXe siècle et au début du XXIe siècle, de plus en plus d’objets similaires furent découverts dans le Système solaire externe, en particulier Éris, alors estimé légèrement plus grand et plus massif que Pluton.

Cette évolution amena l’Union astronomique internationale (UAI) à redéfinir la notion de planète, Cérès, Pluton et Éris étant depuis le 24 août 2006 classées comme des planètes naines. L’UAI a également décidé de faire de Pluton le prototype d’une nouvelle catégorie d’objet transneptunien. À la suite de cette modification de la nomenclature, Pluton a été ajoutée à la liste des objets mineurs du Système solaire et s’est vu attribuer le numéro 134340 dans le catalogue des objets mineurs.

Pluton est principalement composée de roche et de glace de méthane, mais aussi de glace d’eau et d’azote gelé. Son diamètre est d’environ les deux tiers de celui de la Lune.
Pluton est le corps principal du système plutonien. Le couple que forme Pluton avec son grand satellite, Charon (diamètre 1 207 km), est souvent considéré comme un système double, car la différence de masse entre les deux objets est l’une des plus faibles de tous les couples corps primaire/satellite du système solaire (rapport 8 pour 1) et le barycentre de leurs orbites ne se situe pas à l’intérieur d’un des deux corps (il est légèrement à l’extérieur de Pluton).
Quatre autres satellites naturels, nettement plus petits et tous en orbite à peu près circulaires (excentricité < 0,006) à l’extérieur de l’orbite de Charon, complètent le système tel qu’actuellement connu (dans l’ordre en s’éloignant) : Styx, Nix, Kerbéros et Hydre. Tous quatre furent découverts avec l’aide du télescope spatial Hubble : les deux plus importants, Nix et Hydre (respectivement 54 × 41 × 36 km et 43 × 33 km), en 2005, Kerbéros (environ 12 × 4 km) en 2011 et Styx (environ 7 × 5 km) en 2012. Ces deux derniers ont reçu leur nom officiel en juillet 2013. Les dimensions mentionnées correspondent à des mesures effectuées ultérieurement à leur découverte, et non aux premières estimations qui purent être faites.
La sonde spatiale New Horizons, lancée en janvier 2006 par la NASA, est la première sonde à explorer le système plutonien ; elle le traverse le 14 juillet 2015 à une distance minimale de 11 095 km de Pluton, après un voyage de 6,4 milliards de kilomètres. La sonde ne détecte aucun autre satellite de plus d’1,7 kilomètre de diamètre pour un albédo de 0,5.

Masse et dimensions

Pluton, avec sa masse d’un cinq-centième de celle de la Terre et un diamètre de 2 370 ± 20 km, est plus petite et moins massive que sept satellites naturels dans le Système solaire : la Lune (3 476 km de diamètre), les quatre satellites galiléens de Jupiter (Ganymède, 5 262 km ; Callisto, 4 880 km ; Io, 3 640 km ; Europe, 3 122 km), le plus gros satellite de Saturne (Titan, 5 150 km) et celui de Neptune (Triton, 2 706 km).

Atmosphère

Sur cet assemblage de photographies prises par la sonde New Horizons on voit la lumière du soleil diffusée par différentes couches de brume de l’atmosphère de Pluton. Les couleurs, rajoutées à l’aide d’une autre photographie, sont proches de la réalité. Les montagnes et d’autres caractéristiques topographiques se détachent en ombres chinoises sur le bord de la planète naine.
Pluton ne possède pas d’atmosphère significative. Mais d’après les lois de la physique, les glaces de sa surface doivent être en équilibre thermodynamique avec des phases gazeuses, elle serait donc entourée d’une mince enveloppe de gaz qui serait composée d’azote (N2) à 90%, car c’est l’élément le plus volatil parmi ceux détectés à la surface, et de monoxyde de carbone (CO) à 10 %, ainsi que des traces de méthane (CH4). En outre, les scientifiques de la mission New Horizons ont noté que cette atmosphère s’échappe à un rythme d’environ 500 tonnes par heure à cause de la faible attraction gravitationnelle de la planète naine.
L’atmosphère de Pluton a été découverte lors d’une occultation stellaire en 1985, et confirmée par une autre occultation en 1988. Lorsqu’un objet dépourvu d’atmosphère passe devant une étoile, cette étoile d’arrière-plan disparaît de manière brutale ; dans le cas de Pluton, la luminosité de l’étoile masquée a graduellement diminué.

De l’évolution de cette courbe de luminosité, une mince atmosphère de 0,15 Pa a été déterminée, soit environ 1/700 000e de celle de la Terre. Cette atmosphère pourrait n’exister que lorsque la planète est proche de son périhélie, et geler lorsqu’elle s’éloigne du Soleil. En effet, l’énergie du Soleil reçue par Pluton varie assez fortement entre le périhélie et l’aphélie, du fait de son excentricité orbitale marquée. La température change d’environ 10 K entre ces deux points. Lorsque Pluton s’écarte de son périhélie, une partie de son atmosphère gèle et retombe à la surface. Quand elle s’en rapproche, la température de la surface augmente et l’azote se sublime. À la manière de la sueur qui s’évapore sur la peau, cette sublimation tend à refroidir la surface, et des recherches ont montré que la température de Pluton est 10 K inférieure à ce qui était attendu (température moyenne en surface : −228 °C) ; contrairement à Charon qui, sans atmosphère, a une température de surface conforme à son albédo.
En 2002, une autre occultation stellaire par Pluton a été observée par plusieurs équipes dirigées par Bruno Sicardy, Jim Elliot et Jay Pasachoff. De manière surprenante, la pression atmosphérique a été estimée à 0,30 Pa, bien que Pluton soit plus éloignée du Soleil qu’en 1988, et donc plus froide. L’hypothèse privilégiée à l’heure actuelle est que le pôle Sud de Pluton serait sorti de l’ombre en 1987 pour la première fois depuis 120 ans, et qu’un surplus d’azote aurait alors sublimé une partie de la calotte polaire sud. Cet excès d’azote devrait mettre vraisemblablement des décennies avant de se condenser à l’autre pôle, selon un phénomène cyclique.
Le survol de Pluton par New Horizons permet une mesure directe de la pression au sol : 11 µbar (1,1 Pa), 100 000 fois moins que sur Terre mais trois fois plus que l’estimation précédente la plus élevée. Cette atmosphère s’échappe 500 à 1 000 fois moins vite qu’il n’était prévu, et elle a une présence significative jusqu’à plusieurs centaines de kilomètres d’altitude, avec des dizaines de couches de brume mais pas de nuages. Le 8 octobre 2015, la NASA annonce que, vu depuis Pluton, le ciel paraît bleu du fait de la diffusion de la lumière par des particules (qui seraient pour leur part plutôt grises ou rouges), ressemblant à de la suie, appelées tholines.

(90482) ORCUS

(90482) Orcus est un objet massif de la ceinture de Kuiper, candidat au statut de planète naine, découvert le 17 février 2004 par Michael E. Brown, Chadwick Trujillo et David L. Rabinowitz.
Catégorisé comme plutino du fait de son orbite en résonance 2:3 avec celle de Neptune, Orcus se devait de porter le nom d’une divinité des Enfers. Les découvreurs ont proposé Orcus, qui fut adopté et promulgué le 22 novembre 2004.
Orcus est à la fois un autre nom du dieu grec Thanatos et une divinité infernale romaine distincte. C’est le troisième plus grand plutino connu, les deux premiers étant Pluton et son satellite Charon.
Orcus est un objet en résonance 2:3 avec celle de Neptune, (comme Pluton). Bien qu’il s’approche périodiquement de l’orbite de Neptune, la résonance maintient une séparation angulaire de plus de 60 degrés entre les deux objets.
Orcus suit une orbite similaire à celle de Pluton, mais elles sont pratiquement le miroir l’une de l’autre, leurs périhélies étant tous deux au-dessus de l’écliptique et à l’intérieur de l’orbite de Neptune, mais en des points presque opposés de celle-ci.
Les positions de Pluton et d’Orcus sur leur orbite respective sont aussi presque à l’opposé : Pluton a atteint son périhélie en septembre 1989, Orcus atteindra son aphélie en janvier 2019. De l’observation de ces caractéristiques, le terme anti-Pluton a été imaginé pour qualifier ou désigner Orcus.
Orcus se situe actuellement à environ 47,8 UA du Soleil.

Cryovolcanisme

Les observations du spectre avec le Very Large Telescope (VLT) de l’European Southern Observatory (ESO) en 2007 montrent la présence de glace d’eau cristalline, et éventuellement de glace d’ammoniac à la surface.
La bande de 1,65 µm, indicatrice non-ambiguë de glace d’eau cristalline, est large et profonde (12 %), similaire à celles observées sur Charon, Quaoar, Hauméa (2003 EL 61) et les satellites de glace des planètes géantes.
Comme des études sur la glace d’eau cristalline soumise aux niveaux d’irradiation attendus sur un objet transneptunien (TNO) à 40 UA suggèrent que la structure cristalline devrait devenir complètement amorphe après une exposition d’environ 10 millions d’années, sa présence semble indiquer un mécanisme de renouvellement de la surface, via des collisions (cause externe) et/ou de l’activité géologique (cause interne, le mécanisme considéré le plus probable étant le cryovolcanisme, pressenti comme possible pour les TNO d’un diamètre supérieur à environ 1 000 km).
Les connaissances actuelles sur les transitions entre phases cristallines et amorphes sont cependant encore incomplètes. Hormis sur Miranda, l’ammoniaque n’a été détectée sur aucun satellite glacé des planètes extérieures.

Satellite : Vanth

À partir des observations avec le télescope spatial Hubble à partir du 13 novembre 2005, Mike Brown et TA Suer ont détecté un satellite.
La découverte d’un satellite d’Orcus a été signalée en 88 IAUC le 22 février 2007.
Il orbite autour d’Orcus sur une orbite presque circulaire (excentricité inférieure à 0,0036) et une période orbitale de 9,53 jours.
Il n’est qu’à 8 980 ± 20 km d’Orcus, trop proche pour pouvoir déterminer la composition de sa surface. Mike Brown soupçonne aussi que, comme le système Pluton-Charon, Orcus et son satellite fonctionnent en système binaire.

(28978) IXION

(28978) Ixion est un objet de la ceinture de Kuiper découvert le 22 mai 2001 par le programme Deep Ecliptic Survey (équipe constituée de Robert L. Millis, Marc W. Buie, Eugene Chiang, James Elliot, Susan D. Kern, David E. Trilling, R. Mark Wagner et Lawrence (Larry) H. Wasserman).

Son diamètre a d’abord été estimé entre 1 200 et 1 055 km mais on l’estime maintenant à 759 km. Son rayon orbital moyen est de 39,49 ua. Ixion fait partie des plutinos, objets ayant une résonance orbitale (rapport 2:3) avec Neptune.
Peu de choses sont connues sur Ixion. Des résultats spectroscopiques indiquent que sa surface est un mélange de carbone, sombre et de tholin qui est un hétéropolymère formé par l’irradiation de clathrates d’eau et de composés organiques tels le méthane ou l’éthane.
L’astéroïde a été nommé d’après Ixion, personnage de la mythologie grecque. Sa désignation temporaire fut 2001 KX76.

Caractéristiques

Ixion est modérément rouge (un peu plus rouge que Quaoar) et il a un albédo élevé (0,15) par rapport aux cubewanos rouge de base.
Les derniers résultats spectroscopiques indiquent que la surface d’Ixion est un mélange de carbone noir et de tholine, qui est une hétéropolymère formée par irradiation des clathrates d’eau et de composés organiques.
Son diamètre a d’abord été estimé comme étant plus grand que celui de l’astéroïde Cérès mais des estimations plus récentes suggèrent qu’Ixion a un albédo élevé et est plus petit que Cérès.

Le Very Large Telescope (VLT) a vérifié si Ixion a des caractéristiques cométaires, mais ne détecte pas de coma.

Ixion est actuellement à environ 41 UA du Soleil et il est possible qu’Ixion puisse élaborer un coma temporaire ou de l’atmosphère quand elle est plus proche de son périhélie.

Cubewano

Un cubewano, ou objet classique de la ceinture de Kuiper, est un membre d’une classe d’objets mineurs transneptuniens évoluant dans la ceinture de Kuiper. Le nom a été dérivé du nom du premier objet de cette classe, (15760) 1992 QB1 (désormais dénommé (15760) Albion). Les objets de cette classe ont été d’abord nommés QB1-os, puis cubewanos. En effet, QB1, en anglais, se prononce /kju:bi wʌn/.
Ces objets restent à grande distance de Neptune, et ils ne sont pas en résonance majeure avec cette planète. Leurs orbites demeurent néanmoins stables car elles sont presque circulaires, à la manière des planètes : c’est cette similitude avec les planètes qui leur a donné le nom d’objets classiques de la ceinture de Kuiper. Leur rayon de révolution moyen est compris entre 42 et 48 UA.

La théorie de leur formation est identique à celle des planètes, par accrétion lente de matière du disque protoplanétaire. Néanmoins, la faible densité de matière détectée dans cette région conduit certains scientifiques à imaginer une formation de ces objets plus proche du Soleil, suivie d’une migration à leur position actuelle, à la suite de la propre migration de Neptune.

(136472) MAKEMAKE

Makémaké, officiellement désignée par (136472) Makémaké (désignation internationale (136472) Makemake), est la troisième plus grande planète naine connue.
Elle appartient à la ceinture de Kuiper et fut découverte en 2005 par Michael E. Brown, Chadwick Trujillo et David L. Rabinowitz du California Institute of Technology.
Makémaké a au moins un satellite connu, S/2015 (136472), découvert grâce à des observations faites avec le télescope spatial Hubble.
Son diamètre mesure environ les deux tiers de celui de Pluton, soit 1 430 km.
Sa température moyenne très faible (environ 30 K, soit −243 °C) indique que sa surface est recouverte de méthane, d’éthane et, éventuellement, de glace d’azote.

Découverte

Makémaké a été découverte le 31 mars 2005 par une équipe de l’observatoire du Mont Palomar dirigée par Michael Brown, ce qui a été annoncé au public le 29 juillet suivant. La découverte d’Éris a été rendue publique le même jour, deux jours après l’annonce de celle de Hauméa.
En dépit de son niveau de luminosité (elle est environ un cinquième moins brillante que Pluton), Makémaké ne fut découverte qu’après de nombreux autres objets de la ceinture de Kuiper beaucoup moins lumineux qu’elle. Elle n’a probablement pas été détectée plus tôt parce qu’en raison de son inclinaison orbitale relativement élevée, elle se trouve assez loin de l’écliptique, zone où se font la plupart des recherches sur les planètes mineures. Au moment de sa découverte, elle se trouvait dans la constellation du nord de la Chevelure de Bérénice.

Taille et surface

Makémaké présente une forme allongée avec des dimensions de 1 430 sur 1 502 kilomètres. Elle semble être similaire en taille à Hauméa, bien que légèrement plus lumineuse, ce qui en fait l’un des objets de la ceinture de Kuiper les plus grands jamais détectés, après Éris et Pluton.
La surface de Makémaké ressemble à celle de Pluton. Le spectre infrarouge est marqué par la présence de méthane (CH4), comme sur Pluton et Éris. Sa présence, plus importante même que sur Pluton, suggérait que Makémaké puisse avoir une atmosphère ne se révélant qu’au passage au périhélie, mais des observations de 2011 ont plutôt infirmé cette thèse.

Satellite naturel

Pareillement à Éris qui en possède un, Hauméa, deux et Pluton, cinq, Makémaké est dotée d’un satellite naturel. S/2015 (136472), surnommé MK 2, qui est son seul satellite naturel connu à ce jour (avril 2016).
Sa découverte, effectuée grâce aux images prises par la caméra à grand champ (WFC) du télescope spatial Hubble en avril 2015, est annoncée dans le télégramme électronique no 4275 du Bureau central des télégrammes astronomiques.
Ce satellite, 1 300 fois moins lumineux que Makémaké, serait également beaucoup plus sombre que celle-ci, ce qui permet d’estimer sa taille à environ 150 km de diamètre, à comparer aux 1 400 km environ de diamètre de Makémaké. Ce compagnon serait sur une orbite située à au moins 21 000 km de Makémaké, qu’il parcourrait en au moins douze jours.
La découverte de ce satellite devrait permettre un calcul précis de la masse de Makémaké dans un avenir proche.

(136108) HAUMEA

Hauméa, officiellement désignée comme (136108) Haumea soit (136108) Hauméa en français, est une planète naine transneptunienne (un plutoïde) du Système solaire membre de la ceinture de Kuiper.
Elle fut découverte en 2004 par celle de Mike Brown du Caltech aux États-Unis et en 2005 par l’équipe de José Luis Ortiz de l’institut d’astrophysique d’Andalousie à l’observatoire de la Sierra Nevada en Espagne . Le MPC crédite la découverte à l’équipe d’Ortiz, qui fut la première à annoncer l’objet.
Hauméa possède deux satellites naturels connus, une rotation très rapide (moins de 4 h), une forme ellipsoïdale et un albédo élevé causé par des cristaux de glace d’eau à sa surface, ce qui en fait un membre exceptionnel parmi les cubewanos.
On pense qu’elle est également le composant principal d’une famille d’objets créée après un impact responsable de ses caractéristiques inhabituelles. Certains de ces objets, comme (145453) 2005 RR, ont un diamètre important. Elle possède un anneau fin et sombre.
Dans sa plus grande dimension, Hauméa mesurerait entre 1 960 et 2 500 km, à peine moins que Pluton et deux fois plus que Cérès, la plus petite planète naine reconnue. Sa masse atteindrait un tiers de celle de Pluton.

Masse et dimensions

La présence de satellites autour d’Hauméa permet de déterminer la masse totale du système à partir de la troisième loi de Kepler. Elle serait de 4,2 × 1021 kilogrammes, soit 28 % de celle du système plutonien, Hauméa comptant pour près de 99 % de cette masse.
Hauméa tourne sur elle-même en moins de 4 heures, plus rapidement que tout autre objet connu dans le système solaire de plus de 100 kilomètres de diamètre. En conséquence, il doit être distordu en un ellipsoïde triaxial. Hauméa présente de très grandes variations de luminosité, lesquelles ne peuvent être expliquées qu’avec une forme oblongue.

Suivant sa densité, il mesurerait entre 1 600 et 2 500 kilomètres dans sa plus grande longueur (environ la même que le diamètre de Pluton) et environ 900 kilomètres dans sa plus petite longueur (la moitié du diamètre de Pluton).

Hauméa serait alors l’un des objets transneptuniens connus les plus grands, après Éris et Pluton et devant Sedna, Orcus et Quaoar (Makémaké pourrait également être légèrement plus grand).

Rotation de Hauméa

La courte période de rotation d’Hauméa pourrait avoir été causée à la suite d’un impact avec un autre corps, qui aurait également créé ses satellites. Il se pourrait qu’il ne soit pas le seul corps de la ceinture de Kuiper tournant rapidement sur lui-même. En 2002, Jewitt et Sheppard ont suggéré que Varuna pourrait être également oblong, sur la base de sa rotation rapide.

Satellites naturels

Hauméa possède au moins deux satellites naturels.
Hauméa I Hi’iaka (anciennement S/2005 (136108) ), le plus grand des deux, fut le premier découvert, le 26 janvier 2005, par l’équipe de Michael Brown. Il orbite autour d’Hauméa en un peu plus de 49 jours, à la distance de 49 500 km, sur une orbite presque circulaire. Seule la masse totale du système est connue, mais en supposant que le satellite possède la même densité et le même albédo qu’Hauméa, sa masse atteindrait 1 % de ce dernier et il mesurerait environ 310 km de diamètre. Sa surface serait principalement recouverte de glace.
Hauméa II Namaka (anciennement S/2005 (136108) ), le plus petit, découvert le 30 juin 2005 par la même équipe, orbite à 39 300 km de distance en 34 jours, sur une orbite inclinée de 40° par rapport à celle de Hi’iaka. Sa masse atteindrait 0,2 % de celle d’Hauméa et son diamètre environ 170 km, en supposant un albédo similaire.
Il est possible que ces deux satellites se soient formés après la collision hypothétique d’Hauméa avec un autre objet de la ceinture de Kuiper il y a plus de 4 milliards d’années, collision qui aurait également sublimé la majeure partie de la glace d’Hauméa, aurait provoqué sa rotation rapide alors qu’il était encore chaud, causant sa forme étirée de cigare, et éparpillé des débris sur son orbite

Anneau

Le 21 janvier 2017, Hauméa a occulté l’étoile URAT1 533–182543. Les observations de cet événement par une équipe internationale menée par José Luis Ortiz de l’Institut d’Astrophysique d’Andalousie ont permis de révéler la présence d’un anneau fin et sombre autour de la planète naine.
C’est la première détection d’un anneau autour d’une planète naine. L’anneau mesure près de 70 kilomètres de large et est situé à 2287 kilomètres du centre d’Hauméa, en dessous de la limite de Roche pour un satellite fluide, donc à un peu plus de 1000 kilomètres de sa surface.
Il se rapproche donc plus des anneaux de (10199) Chariclo ou de (2060) Chiron que des anneaux des planètes géantes. Hauméa et l’anneau sont proches de la résonance spin-orbite 3:124.

(15760) ALBION

(15760) Albion (désignation provisoire (15760) 1992 QB1) est un petit corps découvert au-delà de l’orbite de Neptune par David Jewitt et Jane Luu, de l’Institut d’astronomie de l’Université de Hawaï, le 30 août 1992.
Sa surface est plutôt rouge, indiquant la présence de composés carbonés.
Il a donné son nom provisoire à une classe d’astéroïdes transneptuniens évoluant dans la ceinture de Kuiper, les cubewanos.

(20000) VARUNA

(20000) Varuna est un objet massif de la ceinture de Kuiper d’environ 700 kilomètres de diamètre, estimation provenant d’une combinaison de mesures optiques et thermiques.
La découverte de (20000) Varuna par Robert S. McMillan de l’équipe de Spacewatch le 28 novembre 2000 fut considérée comme un événement. Ce fut la première fois qu’un objet de diamètre supérieur à Cérès était observé dans cette région. À ce point que les médias parlèrent à l’époque d’une 10e planète, et que le Centre des planètes mineures lui attribua le numéro symbolique « 20000 ». Mais la gloire de Varuna fut éphémère, quelques mois après, on découvrait Ixion, surpassant Varuna en taille (actuellement, on estime toutefois que le diamètre d’Ixion avoisine seulement 668 km).

Son nom provient d’une divinité hindoue des eaux, et de l’immortalité, proche en certains points de Poséidon/Neptune.

Orbite

Varuna est classé comme un objet transneptunien classique et suit une orbite quasi-circulaire avec un demi-grand axe de ≈ 43 UA, semblable à celui de Quaoar, mais plus incliné. Sa période orbitale est de 283 années terrestres, similaire à celle de Quaoar.
À 43 UA et sur une orbite quasi-circulaire, Varuna est libre de toute perturbation importante de Neptune.

Taille

Les estimations pour la taille de Varuna ont varié de 500 à 1 060 km, puis une estimation de Spitzer donne 500 km, mais sa forme pourrait fort bien être irrégulière.

(50000) QUAOAR

(50000) Quaoar est un objet massif 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 Californie, localisé à Pasadena. 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.
C’est également un astéroïde hadéocroiseur (croise l’orbite de Pluton).
Sa découverte fut un argument de plus pour les opposants au statut de planète de Pluton. Ils estimaient à juste titre que la ceinture de Kuiper pourrait contenir plus d’une dizaine d’objets de la taille de Quaoar.
Depuis, des objets encore plus grands ont été découverts : (90482) Orcus, (90377) Sedna et enfin (136199) Éris en 2005.
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.

Cryovolcanisme

En 2004, les scientifiques ont été surpris de trouver des signes de glace cristalline sur Quaoar, ce qui indique que sa température s’est élevée au-dessus de -160 °C (110 K ou -260 °F) à un moment donné il y a moins de dix millions d’années.
De nombreuses spéculations circulent quant à ce qui aurait pu causer le réchauffement de Quaoar de sa température naturelle de -220 °C (55 K, soit -360 °F). Certains ont émis l’hypothèse qu’un amas de mini-météorites aurait pu augmenter la température.
La théorie la plus discutée propose qu’un cryovolcanisme peut être stimulé par la désintégration d’éléments radioactifs au sein de Quaoar. De la glace d’eau cristalline a également été trouvée sur Hauméa, mais en plus grande quantité, ce qui est sans doute la cause de l’albédo très élevé de cet objet (0,7).
Des observations plus précises du spectre proche infrarouge effectuées en 2007 ont indiqué la présence de 5 % de méthane et d’éthane qui sont volatils.
Les deux modèles et les observations donnent à penser que seuls quelques corps plus vastes (Pluton, Eris, Makemake) peuvent retenir les glaces volatiles tandis que la population dominante des objets de la ceinture de Kuiper les a perdus. Quaoar, avec seulement de petites quantités de méthane, semble être dans une catégorie intermédiaire.

Taille

En 2004, le diamètre de Quaoar a été estimé à 1 260 km. Au moment de sa découverte en 2002, il s’agissait du plus gros objet trouvé dans le Système solaire depuis la découverte de Pluton. Il représente environ un dixième du diamètre de la Terre, un tiers du diamètre de la Lune ou la moitié de la taille de Pluton.
Quaoar a ensuite été largement dépassé par Eris, Sedna, Hauméa, et Makémaké. En outre, Orcus fut aussi découvert avec un diamètre certainement plus important que celui de Quaoar.
Quaoar est le premier corps trans-neptunien à être étudié directement à partir du télescope spatial Hubble. En comparant attentivement cette image avec les images des étoiles en arrière-plan et en utilisant un modèle sophistiqué de l’optique TVH, Brown et Trujillo ont pu trouver un meilleur ajustement de la taille du disque. Cette méthode a été appliquée également pour mesurer la taille d’Éris.
Les relevés de ce satellite suggèrent un diamètre inférieur à 1 100 km.

Satellite

Weywot, satellite de Quaoar

La découverte d’un satellite de Quaoar a été annoncée dans IAUC 88 le 22 février 2007. L’orbite de ce satellite doit encore être calculée. Le satellite a été trouvé à 0,35 arcsec de Quaoar avec la différence de magnitude de 5,6. Supposant un albédo semblable à celui du principal, la magnitude suggère un diamètre de 100 km.
Michael E. Brown a proposé le nom de Weywot qui a été officialisé le 12 novembre 2009. Il s’agit, dans la mythologie du peuple tongva, du fils de Quaoar.

1998 WW31

1998 WW31 (également écrit 1998 WW31) est un objet transneptunien qui fait partie de la catégorie des cubewanos.

Découvert en 1998, il forme un système binaire avec un autre objet temporairement désigné par S/2000 (1998 WW31). Avec leurs masses équivalentes, il s’agit du premier système binaire découvert au-delà de l’orbite de Neptune en dehors du couple Pluton-Charon. Depuis, un nombre important de « duos » a été trouvé.
Leur période orbitale est d’environ 570 jours et ils orbitent à une distance de 4 000 km à 40 000 km, avec un demi-grand axe d’environ 22 000 km.

(58534) LOGOS

58534) Logos est un astéroïde de la ceinture de Kuiper, de la catégorie des cubewanos, d’un diamètre de 80 km. Cet objet a la particularité d’avoir un satellite naturel nommé Zoé.

(58534) Logos et Zoé

Le compagnon de Logos fut découvert le 17 novembre 2001 par le télescope spatial Hubble. Les observations furent réalisées par K. S. Noll, D. C. Stephens, W. M. Grundy, J. Spencer, R. L. Millis, M. W. Buie, D. Cruikshank, S. C. Tegler et W. Romanishin et annoncées le 11 février 2002.
Il orbite à 8 000 km de Logos et mesure 64 km de diamètre. Il s’agit donc d’un système double.
Les noms de Logos et de Zoé sont issus de la tradition gnostique.

(88611) TEHARONHIAWAKO

(88611) Teharonhiawako, provisoirement désigné 2001 QT297, est un objet transneptunien de la ceinture de Kuiper (cubewano).
Il a été découvert le 20 août 2001 par le Deep Ecliptic Survey.
Teharonhiawako et Sawiskera ont été nommés, en 2007, d’après les noms de deux frères de la mythologie iroquoise (en langue mohawk).

(66652) BORASISI

(66652) Borasisi (dénomination provisoire 1999 RZ253) est un objet transneptunien de la ceinture de Kuiper (cubewano).
L’astéroïde a été découvert le 8 septembre 1999 par l’équipe de Chadwick Trujillo.
Le nom adopté en 2007, provient du roman de Kurt Vonnegut, Le Berceau du chat (titre original en anglais : Cat’s Cradle), et de son allusion à la cosmogonie fictive « Bokononismus ». Borasisi et Pabu sont les personnifications mythiques du Soleil et de la Lune.

Lune

Le 23 avril 2003 les astronomes, Keith S. Noll, Denise C. Stephens et William M. Grundy découvrirent une lune autour de l’astéroïde orbitant à environ 6 300 km.
Le diamètre du compagnon est estimé à environ 137 km, il s’agit donc d’un système double.
Le satellite a été nommé Pabu. L’origine de ce nom puise dans la même fiction que Borasisi.

Disque des objets épars

Le disque des objets épars est un ensemble regroupant les objets transneptuniens au-delà de la ceinture de Kuiper (à environ 48 UA) dont l’orbite est fortement excentrique.
La distance des objets épars au Soleil varie énormément et peut atteindre une centaine d’UA et plus ; leur orbite est souvent excentrique contrairement aux cubewanos, les objets classiques de la ceinture de Kuiper.

(136199) ÉRIS

Éris, officiellement désignée par (136199) Éris (désignation internationale (136199) Eris), est la planète naine connue la plus massive du Système solaire (27 % plus massive que Pluton) ainsi que la deuxième plus grande en termes de taille (2 326 kilomètres de diamètre, contre 2 370 kilomètres pour Pluton).

Éris est ainsi le neuvième corps connu le plus massif et le dixième corps le plus gros (en volume) orbitant directement autour du Soleil.
Éris est un objet épars, un objet transneptunien situé dans une région de l’espace au-delà de la ceinture de Kuiper. Elle possède un satellite naturel, Dysnomie. En 2007, ils étaient situés à environ 97 ua du Soleil, environ trois fois plus loin que Pluton. C’est la planète naine connue la plus éloignée du Soleil.
Éris a été découverte le 5 janvier 2005 par l’équipe de Michael E. Brown du California Institute of Technology.
Elle porte le nom de la déesse grecque Éris.

Sa taille, initialement estimée comme étant beaucoup plus importante que celle de Pluton, la fit qualifier de dixième planète du Système solaire par ses découvreurs, entre autres. Cette qualification, ainsi que la perspective de découvrir d’autres objets similaires dans l’avenir, a motivé l’Union astronomique internationale (UAI) à définir le terme « planète » pour la première fois de façon formelle. Selon cette définition approuvée le 24 août 2006, Éris est une planète naine aux côtés de Pluton et Cérès. En juin 2008, l’UAI a décidé de classer Éris dans la catégorie des plutoïdes (classe spécifique des planètes naines transneptuniennes), comme Pluton.

Découverte

La première prise de cliché de l’astre date du 3 septembre 1954, sans que l’on sache à l’époque que c’était une planète naine.
Éris a été photographiée lors d’observations effectuées le 21 octobre 2003 avec le télescope Oschin de 1,22 mètre du Mont Palomar, en Californie, par l’équipe de Mike Brown, Chadwick Trujillo et David Rabinowitz du Caltech, qui avait déjà découvert plusieurs grands objets transneptuniens comme Quaoar, Orcus ou Sedna.

L’objet avait été éliminé parce que se déplaçant lentement sur la voûte céleste, ceci pour réduire le nombre de données. Ce n’est qu’en janvier 2005 qu’Éris fut découverte, lorsque des photographies du même pan de ciel révélèrent son déplacement. Plusieurs observations ultérieures permirent de commencer à déterminer son orbite, sa distance et sa taille. L’équipe n’avait pas l’intention de divulguer sa découverte avant que d’autres observations soient effectuées, afin de préciser la taille et la masse de l’objet ; l’annonce de la découverte d’un autre objet qu’elle suivait, (136108) Hauméa, par une équipe espagnole, la força à précipiter l’annonce.
La découverte fut annoncée le 29 juillet 2005, le même jour que deux autres grands objets transneptuniens, Hauméa et Makémaké.
En 2005, l’équipe d’optique adaptative des télescopes Keck à Hawaii réalisa des observations des quatre plus brillants objets transneptuniens (Pluton, Makémaké, Hauméa et Éris) à l’aide du nouveau système à étoile-guide laser. Les observations effectuées le 10 septembre et publiées en octobre 2005 déterminèrent qu’Éris possède un satellite, nommé par la suite Dysnomie. Ces observations permirent de préciser la masse d’Éris en juin 2007.

Statut

Éris est un plutoïde, une planète naine transneptunienne. Ses caractéristiques orbitales la classent plus spécifiquement comme un objet épars, un objet transneptunien au-delà de la ceinture de Kuiper (à environ 48 UA) dont l’orbite est fortement excentrique.
Bien que sa forte inclinaison orbitale soit inhabituelle parmi la plupart des objets de Kuiper connus, les modèles théoriques, comme le modèle de Nice, suggèrent que les objets épars qui étaient à l’origine près du bord intérieur de la ceinture de Kuiper ont été dispersés dans des orbites plus éloignées avec l’influence des planètes gazeuses du Système solaire. Comme la ceinture de Kuiper interne devrait être généralement plus massive que l’externe, les astronomes s’attendaient à découvrir des objets plus grands comme Éris en haute inclinaison des orbites, qui ont traditionnellement été négligées, lors des observations .
Éris étant alors estimée plus grande que Pluton, elle a été décrite un temps comme la « dixième planète » du Système solaire par la NASA et certains médias. En réponse à une incertitude concernant son statut et à cause du débat sur celui de planète de Pluton, l’Union astronomique internationale chargea un groupe d’astronomes de définir le terme de planète. Cette définition fut adoptée le 24 août 2006 ; Éris fut désignée « planète naine » (et Pluton classée de même). La décision fut fortement controversée ; Mike Brown, le découvreur d’Éris, a depuis approuvé ce terme. L’UAI a par la suite ratifié la désignation (136199) Éris.

La nouvelle sous-catégorie des plutoïdes a été créée par l’Union astronomique internationale qui, lors d’une réunion de son comité exécutif à Oslo le 11 juin 2008, s’est accordée sur ce terme comme désignation des planètes naines qui passent la majeure partie de leur temps au-delà de l’orbite de Neptune. Éris en fait visiblement partie.

Dimensions

Le 6 novembre 2010, Éris a occulté une étoile de la constellation de la Baleine. Ce phénomène a été observé pendant 27 secondes depuis l’observatoire de La Silla et pendant 76 secondes depuis l’observatoire d’Alain Maury, près de San Pedro de Atacama. Bruno Sicardy en a déduit un rayon de 1 165 km, soit un diamètre de 2 326 km, soit un peu moins que Pluton dont le diamètre est alors estimé à 2 344 km.
Auparavant, le diamètre d’Éris a été évalué à 2 400 km à l’aide d’images prises par le télescope spatial Hubble. La luminosité d’un objet dépend à la fois de sa taille et de son albédo. À 97 UA de distance, un objet possédant un diamètre de 3 000 km aurait un diamètre angulaire de 40 milliarcsecondes ce qui est mesurable par Hubble grâce à des techniques de traitement d’image sophistiquées.
Selon Hubble, Éris n’est que 4 % plus grande que Pluton, avec un diamètre de 2 397 ± 100 km (Pluton mesure 2 370 ± 20 kilomètres de diamètre). Son albédo serait de 0,9633, ce qui en ferait l’objet le plus brillant du Système solaire après Encelade, le satellite de Saturne. Son albédo élevé pourrait être causé par sa surface glacée, réalimentée par les fluctuations de température selon que l’orbite excentrique d’Éris l’amène plus ou moins près du Soleil.
En 2007, une série d’observations des plus gros transneptuniens par le télescope spatial Spitzer a donné à Éris un diamètre égal à 2 600 (+400 −200) km. Selon ces données, l’estimation de Hubble est la plus basse possible et le diamètre d’Éris dépasserait probablement celui de Pluton de 13 %, peut-être même jusqu’à 30 %.
Des observations antérieures, fondées sur le rayonnement thermique d’Éris à la longueur d’onde de 1,2 mm, où la luminosité de l’objet ne dépend que de sa température et de sa superficie, indiquent un diamètre de 3 000 (+270−100) km, soit un tiers plus grand que Pluton. Si l’objet tourne rapidement sur lui-même, distribuant sa chaleur plus efficacement et résultant en une température de 23 à 24 K (−250 à −249 °C), le diamètre serait dans la partie haute de cette fourchette (vers 3 090 km) ; s’il tourne lentement, la surface visible serait plus chaude (environ 27 K, soit −246 °C) et son diamètre serait dans la fourchette basse (2 860 km, impliquant un albédo de 0,6 similaire à celui de Pluton, cohérent avec sa signature spectrale).
L’incohérence apparente entre les résultats du télescope Hubble (2 400 ± 100 km) et ceux de l’institut de radioastronomie millimétrique ci-dessus (3 000 ± 370 km) n’est pas expliquée. Michael Brown l’explique par une magnitude absolue légèrement inférieure à celle supposée par Bertoldi (−1,12 ± 0,01 contre −1,16 ± 0,1, soit presque 100 km de différence sur le diamètre). Selon l’institut Max-Planck de radioastronomie, le rapport entre l’albédo bolométrique (représentant l’énergie réfléchie totale et utilisée dans la méthode thermique) et l’albédo géométrique (représentant la réflexion dans une longueur d’onde visible et utilisée avec Hubble) n’est pas connue avec précision ; en elle-même, cette incertitude pourrait expliquer l’écart mesuré.
La nouvelle mesure, effectuée le 6 novembre 2010 à la suite de l’occultation d’une étoile de 16e magnitude, et réalisée à l’aide de plusieurs télescopes placés sur la ligne d’observation qui s’étirait de l’Amérique centrale à l’Afrique, attribue au planétoïde une taille comprise entre 2 320 km et 2 350 km, en faisant donc un corps plus petit que Pluton.
Bien qu’une grande incertitude règne donc sur ses dimensions, sa masse, mesurée sur la base de la rotation de sa lune Dysnomie en 15,77 jours, est quant à elle bien mieux connue, et supérieure d’environ 27 % à celle de Pluton.
Le 13 juillet 2015, le diamètre de Pluton a été revu à la hausse grâce aux mesures effectuées par la sonde New Horizons alors qu’elle s’en approchait. Le diamètre annoncé est alors de 2 370 +/- 20 km, ce qui en fait un corps plus grand qu´Éris : Recent Measurements of Pluto and Charon Obtained by New Horizons.

Atmosphère

De plus, avec les dernières informations, Éris apparaît extrêmement brillante. Son sol réfléchit jusqu’à 96 % de la lumière du Soleil.
C’est bien davantage que les 80 % constatés avec de la neige fraîche.
Au niveau de l’explication de cette réflexion importante : « Difficile de l’imaginer, répond Bruno Sicardy, enseignant-chercheur au LESIA (Observatoire de Paris, CNRS, Université Pierre et Marie Curie, Université Paris-Diderot). Cet éclat pourrait s’expliquer par la jeunesse ou la fraîcheur du sol gelé : il ne date pas des origines du Système solaire. Au fur et à mesure qu’Éris s’approche ou s’éloigne du Soleil sur son orbite, son atmosphère d’azote se condense en fine couche brillante d’environ un millimètre d’épaisseur. Puis, elle se volatilise de nouveau. »
Cette luminosité a donc permis de suggérer qu’Éris possède une atmosphère. Elle semble jumelle à celle de Pluton.
Lorsque le corps est au point le plus proche du Soleil, son atmosphère est alors maximale. À la surface, certaines régions sont très brillantes, dû aux restes de glace d’azote et des régions sombres composées d’hydrocarbures complexes relevées par la sublimation des glaces. Quand Éris s’éloigne du Soleil, l’atmosphère se condense et recouvre la surface de glace fraîche. À son point le plus éloigné, les glaces s’assombrissent sous l’effet des rayonnements UV et des composés complexes se forment. À l’approche de son périhélie suivant, les glaces commencent à se sublimer à nouveau.
Dans environ 250 ans, Éris sera au plus près du Soleil et située alors à 5,6 milliards de kilomètres, soit 37,77 UA. La chaleur plus importante permettra à ses gaz gelés de se sublimer pour passer directement à l’état de gaz et former une fine couche d’atmosphère à l’instar de celle de Pluton.

Satellite

Éris possède au moins un satellite naturel, nommé Dysnomie (officiellement, (136199) Éris I Dysnomie), découvert le 10 septembre 2005 à l’Observatoire de Keck en Californie et annoncé le 2 octobre 2005. Dysnomie a été découverte par le télescope Keck II qui avait effectué des recherches sur les quatre objets de la ceinture de Kuiper les plus brillants : Pluton, Éris, Makemake et Haumea.
Il fut d’abord désigné sous le nom provisoire de « S/2005 (2003 UB313) », type de dénomination utilisée pour un satellite. Puis « 2003 UB313 » reçut le nom officieux de « Xéna », du nom d’une guerrière d’une série télévisée. Alors l’équipe décida de nommer le satellite « Gabrielle », du nom de la compagne du personnage de la série. Enfin, (136199) Éris reçut son nom définitif, et « S/2005 (2003 UB313) 1 » reçut le nom officiel de « Dysnomie » en septembre 2006, du nom d’une déesse grecque fille de la déesse Éris. Les noms concurrents étaient : Nox, Éris (finalement attribué à sa planète naine) et Boréas.
Les noms d’Éris, déesse de la Discorde, et Dysnomie, déesse de l’Anarchie, furent choisis car leur découverte conduisit à la déchéance de Pluton du statut de planète, ainsi qu’au débat sur la définition des corps du Système solaire. Aussi, puisque Dysnomia en anglais se traduit par lawlessness, on aperçoit un clin d’œil au surnom officieux « Xéna », personnage incarné par l’actrice Lucy Lawless.

(90377) SEDNA

(90377) Sedna est un objet transneptunien du Système solaire d’un diamètre d’environ 1 000 kilomètres, ce qui en fait un candidat au statut de planète naine. En novembre 2013, sa distance au Soleil était d’environ 86,4 unités astronomiques (~12,9 milliards de kilomètres), près de trois fois celle de Neptune. Cette position, cependant, est près de son périhélie ; son aphélie de 960 UA fait de Sedna, pendant la plus grande partie de son orbite, un des objets connus du Système solaire les plus lointains après les comètes à longue période.

Sedna fut découverte par Michael E. Brown, Chadwick Trujillo et David L. Rabinowitz le 14 novembre 2003.

Cependant, il est difficile de déterminer sa forme en raison de sa distance. Des mesures spectroscopiques ont montré que la composition de sa surface est similaire à celle d’autres objets transneptuniens : elle est majoritairement composée d’un mélange de glaces d’eau, de méthane et d’azote avec du tholin. Sa surface est l’une des plus rouges du Système solaire.
Sedna couvre son orbite en approximativement 12 000 ans et son périhélie est situé à environ 76 unités astronomiques du Soleil.
Ces deux paramètres étant exceptionnellement élevés, son origine est incertaine.
Le Centre des planètes mineures considère à l’heure actuelle (2010) que Sedna est un objet épars, un groupe d’objets placés sur des orbites exceptionnellement allongées par l’influence gravitationnelle de Neptune. Cependant, ce classement est contesté car Sedna n’a jamais été située suffisamment proche de Neptune pour avoir subi une influence significative. Certains astronomes pensent donc que Sedna est le premier membre connu du nuage d’Oort intérieur. D’autres astronomes pensent que Sedna pourrait avoir été déplacée vers son orbite actuelle par une étoile passant à proximité du Soleil, notamment une étoile de l’amas originel du Soleil, ou aurait été capturée dans un autre Système planétaire. Une autre hypothèse est que son orbite pourrait être une preuve de l’existence d’une planète ou d’une petite étoile au-delà de Neptune.

Découverte

Sedna (provisoirement désignée 2003 VB12) fut découverte par Mike Brown (Caltech), Chadwick Trujillo (observatoire Gemini) et David Rabinowitz (université Yale) lors de la campagne menée à partir de 2001 avec la caméra QUEST de Yale du télescope Samuel Oschin de l’observatoire du Mont Palomar situé près de San Diego (Californie, États-Unis). Ils découvrirent le 14 novembre 2003 un objet se déplaçant d’environ 4,6 secondes d’arc par rapport aux étoiles en 3,1 heures et par conséquent situé à une distance d’environ 100 UA.

Des observations subséquentes effectuées en novembre et décembre 2003 avec le télescope SMARTS du Cerro Tololo Inter-American Observatory (Région de Coquimbo, Chili) et le télescope Tenagra IV de l’observatoire W. M. Keck (Hawaï) mirent en évidence l’orbite extrêmement elliptique de l’objet. Plus tard, l’objet fut identifié sur de vieilles images prises au télescope Samuel Oschin ainsi que sur d’autres du projet Near Earth Asteroid Tracking. Ces photographies plus anciennes fournirent la position de Sedna sur une plus grande proportion de son orbite et permirent ainsi de calculer les paramètres de cette orbite plus précisément.

Température

Sedna est l’objet le plus froid du système solaire, avec une température minimale de 25 K (−248 °C), suivi par Éris autour de 30 K (−243 °C).

Dimensions

Sedna a une magnitude absolue (H) de 1,622 et un albedo estimé entre 0,16 et 0,303, ce qui permet de calculer un diamètre entre 1 200 et 1 600 km. Au moment de sa découverte, c’était l’objet le plus grand découvert dans le Système solaire depuis la découverte de Pluton en 1930. Mike Brown et ses collègues estiment désormais que c’est le cinquième plus grand objet transneptunien après Éris, Pluton, Makémaké et Hauméa. En 2004, les découvreurs estimèrent la limite supérieure du diamètre de Sedna à 1 800 km, qui fut révisée à 1 600 km après des observations de Spitzer.

En 2012, de nouvelles études basées sur l’infrarouge, montrent que Sedna ne ferait que 43 % de la taille de Pluton avec 995 kilomètres de diamètre (soit moins que Charon, la plus grande des lunes de Pluton).
Sedna n’ayant pas de satellite connu, il est très difficile d’estimer sa masse. Cependant, si l’on suppose que Sedna a une densité comparable à celle de Pluton (2,0 g/cm3), l’intervalle de diamètre permet de calculer une masse comprise entre 1,8 et 4,3×1021 kg.

Origine

Dans l’article annonçant la découverte de Sedna, Mike Brown et ses collègues affirmèrent qu’ils observaient le premier corps du nuage de Oort, le nuage hypothétique de comètes qui se situerait entre environ 2 000 et 50 000 UA du Soleil. Ils observèrent qu´à la différence des objets épars comme Éris, le périhélie de Sedna (76 UA) est trop distant pour que l’influence gravitationnelle de Neptune ait joué un rôle durant l’évolution de Sedna.

Sedna étant beaucoup plus proche du Soleil que prévu pour les objets du nuage de Oort et son inclination étant proche de celle des planètes et de la ceinture de Kuiper, les auteurs considérèrent que Sedna était un « objet du nuage de Oort intérieur » (« inner Oort cloud object »), situé sur le disque situé entre la ceinture de Kuiper et la partie sphérique du nuage.
Si Sedna s’est formée dans sa position actuelle, le disque protoplanétaire du Soleil devait s’étendre jusqu’à 11 milliards de kilomètres (soit environ 76 UA, la distance au Soleil du périhélie de Sedna).

L’orbite initiale de Sedna était probablement circulaire car, dans le cas contraire, il n’aurait pas pu se former par accrétion de petits corps ; en cas d’orbite non circulaire, les vitesses relatives entre les corps auraient engendré des collisions destructrices et non agrégatrices. En conséquence, Sedna a sans doute été déviée de son orbite initiale vers son excentricité actuelle par l’influence gravitationnelle d’un autre objet. Dans leur article initial, Brown, Rabinowitz et leurs collègues suggèrent trois causes possibles à l’orbite actuelle de Sedna : une planète non détectée située au-delà de la ceinture de Kuiper, une étoile solitaire en transit à proximité du soleil ou une des étoiles jeunes de la nébuleuse dans laquelle s’est formé le Soleil.
Mike Brown et son équipe pensent que Sedna fut déplacée vers son orbite actuelle par une étoile de l’amas originel du Soleil car son aphélie, relativement faible (1 000 UA) par rapport à celui des comètes à longue période, n’est pas assez distant pour avoir été affecté par les étoiles s’approchant du Soleil de temps à autre compte tenu de la distance à laquelle elles passent. Ils estiment que l’orbite de Sedna est plus facilement explicable en supposant que le Soleil s’est formé dans un amas ouvert de quelques étoiles qui se sont éloignées les unes des autres avec le temps. Cette hypothèse a également été avancée par Alessandro Morbidelli et Scott J. Kenyon.

Des simulations informatiques menées par Julio Ángel Fernández et Adrian Brunini suggèrent que plusieurs étoiles d’un tel amas passant à faible distance déplaceraient de nombreux objets sur des orbites similaires à celle de Sedna. Une étude de Morbidelli et Hal Levison suggère que l’explication la plus probable à l’orbite de Sedna est qu’elle a été perturbée par un proche passage d’une autre étoile (à environ 800 UA), qui se serait produit durant les 100 premiers millions d’années d’existence du Système solaire.
L’hypothèse de l’existence d’une planète transneptunienne a été avancée sous différentes formes par un certain nombre d’astronomes, parmi lesquels Gomes et Patryk Lykawka. Dans un de ces scénarios, l’orbite de Sedna aurait été modifiée par un corps planétaire situé dans le nuage de Oort intérieur. Des simulations récentes montrent que les caractéristiques orbitales de Sedna pourraient être expliquées par un objet de masse neptunienne situé à une distance inférieure ou égale à 2 000 UA, par un objet de masse jovienne à 5 000 UA ou par un objet de masse terrestre à 1 000 UA.

Des simulations informatiques de Patryk Lykawka suggèrent que l’orbite de Sedna pourrait avoir été causée par un objet d’une taille proche de celle de la Terre qui aurait été éjecté vers l’extérieur par Neptune au début de la formation du Système solaire et qui serait actuellement situé dans une orbite allongée entre 80 et 170 UA du Soleil. Les différentes campagnes de recherche de Mike Brown n’ont pas détecté d’objet de ce type à une distance inférieure à 100 UA. Il est cependant possible qu’un tel objet ait été éjecté hors du Système solaire après la formation du nuage de Oort intérieur.
Certains scientifiques pensent que l’orbite de Sedna est due à l’influence d’un grand compagnon binaire du Soleil situé à des milliers d’unités astronomiques. Un des compagnons possibles est Némésis, un compagnon hypothétique peu lumineux dont l’existence expliquerait la périodicité des extinctions massives de la Terre par des impacts cométaires, les impacts situés sur la Lune et les caractéristiques orbitales proches d’un certain nombre de comètes à longue période.

Cependant, à ce jour aucune preuve directe de l’existence de Némésis n’a jamais été trouvée. John J. Matese et Daniel P. Whitmire, des partisans de longue date de l’existence d’un grand compagnon au Soleil, ont suggéré qu’un objet ayant une masse d’environ cinq fois celle de Jupiter et situé à environ 7 850 UA (environ 1,17×1012 km) du Soleil pourrait produire un corps ayant l’orbite de Sedna.

La découverte de 2012 VP113, en raison de la similitude de leurs orbites elliptiques, rajoute du crédit à cette thèse.
Morbidelli et Kenyon ont suggéré que Sedna pourrait avoir été formée dans un autre Système solaire, plus précisément autour d’une naine brune 20 fois moins massive que le Soleil, puis avoir été capturée par le Soleil lorsque les deux étoiles se sont croisées.

(308933) 2006 SQ372

(308933) 2006 SQ372 est un objet transneptunien du disque des objets épars.
(308933) 2006 SQ372 est remarquable par son aphélie de 1 460 UA. Quand il atteint cette position, c’est l’objet non cométaire actuellement connu le plus éloigné du Soleil ; alors que son périhélie de 24,1 UA se situe entre les orbites d’Uranus et de Neptune, sa période de révolution est d’environ 20 230 années.

Catégorisation

La taille de l’objet incite certains astronomes à penser que 2006 SQ372 serait en fait une comète qui, en raison de son orbite particulière, ne déploiera jamais sa chevelure.

31
Mai
2019