Ceinture de Kuiper

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.

Ces objets sont un échantillon de la ceinture de Kuiper nommée 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.

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.

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 transneptuniens).

En 2004, on en connaissait déjà près de 800, classés en plusieurs types :


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.
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.