Astronomie

Quels objets du système solaire ont les orbites solaires les moins stables ?

Quels objets du système solaire ont les orbites solaires les moins stables ?

Mes recherches ne me donnent rien de définitif. Les orbites des astéroïdes d'Apollo sont-elles moins stables que les centaures ou les chevaux de Troie, ou une autre classe d'objets est-elle sur des orbites solaires moins stables ? A quelle échelle de temps ces orbites sont-elles instables ?


Les orbites les moins stables sont probablement les orbiteurs temporairement capturés de la Terre et d'autres planètes. Ce sont des corps qui ont été capturés par le puits gravitationnel Terre/Lune et qui passent des orbites solaires aux orbites terrestres. Ils ont normalement des orbites complexes qui les emmènent bien au-delà de l'orbite de la Lune et la plupart ne durent pas longtemps.

La plupart de ces objets sont petits, typiquement moins de 1 m de diamètre. Il y a probablement environ 1000 de ces corps avec des tailles de 10 cm et plus en orbite autour de la Terre. Normalement, ils ne sont pas détectés, mais parfois un objet plus gros sera découvert. Plus récemment, le CD3 2020 a été capturé au cours de l'hiver 2015-16 et a échappé à la gravité terrestre en mai 2020.

Les orbites de ces orbiteurs temporaires ne sont pas stables, elles échappent normalement au puits gravitationnel Terre/Lune après quelques années, et retournent sur des orbites héliocentriques.


Les signes d'une planète neuf cachée dans le système solaire pourraient ne pas tenir le coup

Planet Nine pourrait être un mirage. Ce qui ressemblait autrefois à la preuve d'une planète massive se cachant au bord du système solaire peut être une illusion, suggère une nouvelle étude.

"Nous ne pouvons pas l'exclure", déclare Kevin Napier, physicien à l'Université du Michigan à Ann Arbor. "Mais il n'y a pas nécessairement de raison de le régner."

Des travaux antérieurs ont suggéré qu'un certain nombre d'objets éloignés du système solaire se regroupent dans le ciel comme s'ils étaient guidés par une planète géante invisible, au moins 10 fois la masse de la Terre. Les astronomes ont surnommé le monde invisible Planet Nine ou Planet X.

Maintenant, une nouvelle analyse de 14 de ces corps éloignés ne montre aucune preuve d'un tel regroupement, renversant la principale raison de croire en Planet Nine. Napier et ses collègues ont rapporté les résultats le 10 février sur arXiv.org dans un article à paraître dans le Revue des sciences planétaires.

L'idée d'une planète lointaine tapie bien au-delà de Neptune a suscité un regain d'intérêt en 2014, lorsque les astronomes Chad Trujillo de la Northern Arizona University et Scott Sheppard de la Carnegie Institution for Science ont signalé une collection de corps du système solaire distants appelés objets transneptuniens avec étrangement orbites groupées (NS : 14/11/14).

En 2016, les planétologues de Caltech, Mike Brown et Konstantin Batygin, ont utilisé six objets transneptuniens pour affiner les propriétés possibles de Planet Nine, l'épinglant sur une orbite entre 500 et 600 fois plus éloignée du soleil que celle de la Terre (NS : 5/7/16).

Mais ces études antérieures reposaient toutes sur une poignée d'objets qui ne représentaient peut-être pas tout ce qui existe, explique Gary Bernstein, astronome à l'Université de Pennsylvanie. Les objets ont peut-être semblé apparaître dans certaines parties du ciel uniquement parce que c'est là que les astronomes ont regardé.

« Il est important de savoir ce que vous ne pouviez pas voir, en plus de ce que vous avez vu », dit-il.

Pour tenir compte de cette incertitude, Napier, Bernstein et leurs collègues ont combiné les observations de trois sondages – le Dark Energy Survey, le Outer Solar System Origins Survey et le sondage original mené par Sheppard et Trujillo – pour évaluer 14 objets transneptuniens, plus de deux fois plus beaucoup comme dans l'étude de 2016. Ces objets résident tous entre 233 et 1 560 fois plus loin du soleil que la Terre.

L'équipe a ensuite effectué des simulations informatiques d'environ 10 milliards de faux objets transneptuniens, répartis au hasard dans le ciel, et vérifié si leurs positions correspondaient à ce que les relevés devraient pouvoir voir. Ils l'ont fait.

"On dirait vraiment que nous trouvons juste des choses là où nous regardons", dit Napier. C'est un peu comme si vous perdiez vos clés la nuit et que vous les cherchiez sous un réverbère, non pas parce que vous pensiez qu'elles étaient là, mais parce que c'est là que se trouvait la lumière. La nouvelle étude souligne essentiellement les lampadaires.

« Une fois que vous voyez où se trouvent réellement les lampadaires, il devient plus clair qu'il existe un sérieux biais de sélection en cours avec la découverte de ces objets », explique Napier. Cela signifie que les objets sont tout aussi susceptibles d'être répartis au hasard dans le ciel qu'ils doivent être regroupés.

Cela ne signifie pas nécessairement que Planet Nine est fini, dit-il.

"Sur Twitter, les gens ont beaucoup dit que cela tue Planet Nine", a déclaré Napier. "Je veux faire très attention de mentionner que cela ne tue pas Planet Nine. Mais ce n'est pas bon pour Planet Nine.

Il existe d'autres mystères du système solaire que Planet Nine aurait parfaitement expliqués, explique l'astronome Samantha Lawler de l'Université de Regina au Canada, qui n'a pas participé à la nouvelle étude. Une planète lointaine pourrait expliquer pourquoi certains objets lointains du système solaire ont des orbites inclinées par rapport à celles des plus grandes planètes ou d'où proviennent les proto-comètes appelées centaures (NS : 18/08/20). Cela faisait partie de l'attrait de l'hypothèse Planet Nine.

"Mais la seule raison en était le regroupement de ces orbites", dit-elle. "Si ce regroupement n'est pas réel, alors il n'y a aucune raison de croire qu'il existe une planète géante dans le système solaire lointain que nous n'avons pas encore découvert."

Batygin, l'un des auteurs de l'article de 2016, n'est pas prêt d'abandonner. "Je suis toujours assez optimiste à propos de Planet Nine", dit-il. Il compare l'argument de Napier à la vue d'un groupe d'ours dans la forêt : si vous voyez un groupe d'ours à l'est, vous pourriez penser qu'il y avait une grotte d'ours là-bas. "Mais Napier dit que les ours sont tout autour de nous, parce que nous n'avons pas vérifié partout", dit Batygin. "Ce saut logique n'est pas celui que vous pouvez faire."

Les preuves de Planet Nine ne devraient apparaître que dans les orbites d'objets stables sur des milliards d'années, ajoute Batygin. Mais la nouvelle étude, dit-il, est "fortement contaminée" par des objets instables - des corps qui ont pu être poussés par Neptune et ont perdu leur position dans l'amas ou pourraient être sur le point de quitter complètement le système solaire. « Si vous mélangez de la saleté avec votre crème glacée, vous allez surtout goûter à la saleté », dit-il.

Lawler dit qu'il n'y a pas de consensus parmi les personnes qui étudient les objets transneptuniens sur ceux qui sont stables et ceux qui ne le sont pas.

Tout le monde s'accorde cependant à dire que pour prouver l'existence ou la non-existence de la planète Neuf, les astronomes doivent découvrir davantage d'objets transneptuniens. L'observatoire Vera Rubin au Chili devrait en trouver des centaines d'autres après avoir commencé à surveiller le ciel en 2023 (NS : 1/10/20).

« Il peut toujours y avoir une lacune dans notre compréhension », dit Napier. "C'est pourquoi nous continuons à chercher."


Quels objets du système solaire ont les orbites solaires les moins stables ? - Astronomie

le Système solaire est le nom astronomique du Soleil, de la Terre et de l'ensemble des planètes et autres objets rocheux et glacés se déplaçant autour ou en orbite autour du Soleil.

Le composant principal du système solaire est le Soleil, qui contient 98,6 % de la masse du système et dont la gravité maintient tout le reste en orbite.

L'orbite de la Terre autour du Soleil est presque un cercle parfait, mais une fois cartographié, on constate que la Terre se déplace autour du Soleil sur une orbite de forme très légèrement ovale ou elliptique. Les autres planètes du système solaire tournent également autour du Soleil sur des orbites légèrement elliptiques. Mercure a une orbite plus elliptique que les autres, et certains des plus petits objets gravitent autour du Soleil sur des orbites très excentriques.

  • (1) Mercure
  • (2) Vénus
  • (3) Terre
  • (4) Mars
  • (5) Jupiter
  • (6) Saturne
  • (7) Uranus
  • (8) Neptune

Les planètes sont les plus gros objets qui tournent autour du Soleil. Il a fallu de nombreuses années aux gens pour regarder attentivement à travers des télescopes pour trouver les plus éloignés. Personne ne s'attend à trouver de nouvelles planètes, mais de plus en plus de petits objets sont découverts chaque année. La plupart des planètes ont des lunes qui orbitent autour d'elles. Il y a au moins 173 de ces lunes dans le système solaire.

Pluton était appelée planète depuis sa découverte en 1930, mais en 2006, les astronomes réunis à l'Union astronomique internationale ont décidé pour la première fois de la définition d'une planète, et Pluton ne correspondait pas. Au lieu de cela, ils ont défini une nouvelle catégorie de planètes naines, dans laquelle Pluton s'est inscrit avec d'autres objets.

Pluton fait désormais partie des cinq planètes naines, les voici par ordre de distance au Soleil. :

Les astronomes pensent qu'ils trouveront bientôt plus de planètes naines.

Avant la découverte d'Uranus, les anciens pensaient que le système solaire ne comprenait que le Soleil, la Lune, Mercure, Vénus, Mars, Jupiter et Saturne.

Jusqu'aux XVIe et XVIIe siècles, les scientifiques occidentaux pensaient que le Soleil et les planètes étaient en orbite autour de la Terre. C'était aussi ce que pensaient les civilisations anciennes, à l'exception de quelques individus des civilisations grecque, indienne et musulmane.

  • Uranus, découvert en 1781
  • Cérès, découverte en 1801, récemment (2006) définie comme une planète naine
  • Neptune, découvert en 1846
  • Pluton, découvert en 1930
  • Eris, découvert en 2005

le Système solaire se compose du Soleil et des objets célestes qui lui sont liés par gravité, qui se sont tous formés à partir de l'effondrement d'un nuage moléculaire géant il y a environ 4,6 milliards d'années. De la suite d'objets qui orbitent autour du Soleil, la majeure partie de la masse est contenue dans huit planètes relativement solitaires dont les orbites sont presque circulaires et se situent dans un disque presque plat appelé plan de l'écliptique. Les quatre planètes intérieures plus petites, Mercure, Vénus, la Terre et Mars, également appelées planètes telluriques, sont principalement composées de roche et de métal. Les quatre planètes extérieures, Jupiter, Saturne, Uranus et Neptune, également appelées les géantes gazeuses, sont composées en grande partie d'hydrogène et d'hélium et sont beaucoup plus massives que les terrestres.

Le système solaire abrite également deux régions peuplées d'objets plus petits. La ceinture d'astéroïdes, qui se situe entre Mars et Jupiter, est similaire aux planètes telluriques car elle est composée principalement de roche et de métal. Au-delà de l'orbite de Neptune se trouvent des objets transneptuniens composés principalement de glaces telles que l'eau, l'ammoniac et le méthane. Dans ces régions, cinq objets individuels, Cérès, Pluton, Haumea, Makemake et Eris, sont reconnus comme suffisamment grands pour avoir été arrondis par leur propre gravité, et sont donc appelés planètes naines. En plus des milliers de petits corps dans ces deux régions, diverses autres populations de petits corps, telles que les comètes, les centaures et la poussière interplanétaire, voyagent librement entre les régions.

le vent solaire, un flux de plasma du Soleil, crée une bulle dans le milieu interstellaire connu sous le nom d'héliosphère, qui s'étend jusqu'au bord du disque diffusé. L'hypothétique nuage d'Oort, qui sert de source aux comètes à longue période, peut également exister à une distance environ mille fois plus éloignée que l'héliosphère.

Six des planètes et trois des planètes naines sont orbitées par des satellites naturels, généralement appelés "lunes" d'après la Lune de la Terre. Chacune des planètes extérieures est entourée d'anneaux planétaires de poussière et d'autres particules.

le Soleil est l'étoile au centre du système solaire. Le Soleil a un diamètre d'environ 1 392 000 kilomètres (865 000 mi) (environ 109 Terres), et représente à lui seul environ 99,86 % de la masse du système solaire, le reste se compose des planètes (y compris la Terre), des astéroïdes, des météorites, des comètes et poussière en orbite. Environ les trois quarts de la masse du Soleil sont constitués d'hydrogène, la majeure partie du reste étant de l'hélium. Moins de 2% se compose d'autres éléments, y compris le fer, l'oxygène, le carbone, le néon et d'autres.

le milieu interplanétaire est le matériau qui remplit le système solaire et à travers lequel se déplacent tous les plus grands corps du système solaire tels que les planètes, les astéroïdes et les comètes.

UNE planète terrestre, planète tellurique ou planète rocheuse est une planète qui est principalement composée de roches silicatées. Au sein du système solaire, les planètes telluriques sont les planètes intérieures les plus proches du Soleil (Mercure, Vénus, Terre, Mars et une planète naine terrestre, Cérès.). Les termes sont dérivés des mots latins pour la Terre (Terra et Tellus), et une définition alternative serait qu'il s'agit de planètes qui sont, d'une manière notable, « semblables à la Terre ».

le Ceinture d'astéroïdes est la région du système solaire située à peu près entre les orbites des planètes Mars et Jupiter. Il est occupé par de nombreux corps de forme irrégulière appelés astéroïdes ou planètes mineures. La région de la ceinture d'astéroïdes est également appelée ceinture principale pour la distinguer des autres concentrations de planètes mineures du système solaire, telles que la ceinture de Kuiper et le disque dispersé.

UNE Le géant gazier (parfois aussi connue sous le nom de planète jovienne après la planète Jupiter, ou planète géante) est une grande planète qui n'est pas principalement composée de roche ou d'une autre matière solide. Il y a quatre géantes gazeuses dans notre système solaire : Jupiter, Saturne, Uranus et Neptune. De nombreuses géantes gazeuses extrasolaires ont été identifiées en orbite autour d'autres étoiles.

UNE comète est un petit corps du système solaire plus gros qu'un météoroïde qui, lorsqu'il est suffisamment proche du Soleil, présente un coma visible (« atmosphère » floue), et parfois une queue, tous deux à cause des effets du rayonnement solaire sur le noyau de la comète. Les noyaux cométaires sont eux-mêmes des collections lâches de glace, de poussière et de petites particules rocheuses, allant de quelques centaines de mètres à des dizaines de kilomètres de diamètre.

le Ceinture de Kuiper, parfois appelée la ceinture Edgeworth-Kuiper, est une région du système solaire au-delà des planètes s'étendant de l'orbite de Neptune (à 30 UA) à environ 55 UA du Soleil. Elle est similaire à la ceinture d'astéroïdes, bien qu'elle soit beaucoup plus large : 20 fois plus large et 20 à 200 fois plus massive. Comme la ceinture d'astéroïdes, elle se compose principalement de petits corps, ou vestiges de la formation du système solaire. Alors que la ceinture d'astéroïdes est principalement composée de roches et de métaux, les objets de la ceinture de Kuiper sont en grande partie composés de substances volatiles congelées (appelées "glaces"), telles que le méthane, l'ammoniac et l'eau. Il abrite au moins trois planètes naines – Pluton, Haumea et Makemake.

le disque dispersé (ou disque dispersé) est une région éloignée du système solaire qui est peu peuplée de planètes mineures glacées, un sous-ensemble de la famille plus large des objets transneptuniens. Les objets disques dispersés ont des excentricités orbitales allant jusqu'à 0,8, des inclinaisons allant jusqu'à 40° et des périhélies supérieurs à 30 unités astronomiques. On pense que ces orbites extrêmes sont le résultat de la "diffusion" gravitationnelle par les géantes gazeuses, et les objets continuent d'être perturbés par la planète Neptune. Alors que la distance la plus proche du Soleil approché par des objets dispersés est d'environ 30 à 35 UA, leurs orbites peuvent s'étendre bien au-delà de 100 UA. Cela fait des objets dispersés "parmi les objets les plus éloignés et les plus froids du système solaire". La partie la plus interne du disque dispersé chevauche une région en forme de tore d'objets en orbite connue sous le nom de ceinture de Kuiper, mais ses limites extérieures s'étendent beaucoup plus loin du Soleil et plus au-dessus et au-dessous de l'écliptique que la ceinture proprement dite.

le Nuage d'Oort est un nuage sphérique hypothétique de comètes qui pourrait se trouver à environ 50 000 UA, soit près d'une année-lumière, du Soleil. Cela place le nuage à près d'un quart de la distance de Proxima Centauri, l'étoile la plus proche du Soleil. La ceinture de Kuiper et le disque dispersé, les deux autres réservoirs connus d'objets transneptuniens, sont à moins d'un millième de la distance du nuage d'Oort. L'étendue extérieure du nuage d'Oort définit la limite gravitationnelle de notre système solaire.

le vulcanoïdes sont une population hypothétique d'astéroïdes qui pourraient orbiter autour du Soleil dans une zone dynamiquement stable à l'intérieur de l'orbite de la planète Mercure. Ils portent le nom de la planète hypothétique Vulcan, dont l'existence a été réfutée en 1915. Aucun vulcanoïde n'a encore été découvert, et il n'est pas clair s'il en existe.

Planètes au-delà de Neptune. Suite à la découverte de la planète Neptune en 1846, il y avait de nombreuses spéculations qu'une autre planète pourrait exister au-delà de son orbite. La recherche a commencé au milieu du 19e siècle mais a culminé au début du 20e avec la quête de Percival Lowell pour la planète X. Lowell a proposé l'hypothèse de la planète X pour expliquer les divergences apparentes dans les orbites des géantes gazeuses, en particulier Uranus et Neptune, spéculant que la gravité d'une grande neuvième planète invisible aurait pu perturber suffisamment Uranus pour expliquer les irrégularités.

le formation et évolution du système solaire est estimé avoir commencé il y a 4,55 à 4,56 milliards d'années avec l'effondrement gravitationnel d'une petite partie d'un nuage moléculaire géant. La majeure partie de la masse effondrée s'est rassemblée au centre, formant le Soleil, tandis que le reste s'est aplati en un disque protoplanétaire à partir duquel les planètes, les lunes, les astéroïdes et d'autres petits corps du système solaire se sont formés.


De nouvelles recherches aident à expliquer les orbites particulières et le regroupement des objets détachés du système solaire extérieur

Notre système solaire contient une grande population de corps glacés s'étendant bien au-delà de l'orbite de Neptune. Ces objets sont des vestiges de la formation précoce du système solaire qui ont été dispersés vers l'extérieur de leur lieu de naissance par Neptune. De nouvelles recherches de l'Université du Colorado à Boulder pourraient aider à résoudre le mystère pourquoi tant de ces corps glacés transneptuniens ne font pas le tour du Soleil comme ils le devraient.

Le concept d'un artiste de la planète mineure Sedna, l'un des objets transneptuniens détachés. Crédit image : NASA/JPL-Caltech.

Les orbites des objets transneptuniens extrêmes, que les astronomes appellent « objets détachés », s'inclinent et se déforment hors du plan du système solaire, entre autres comportements inhabituels.

Certains scientifiques ont suggéré que quelque chose d'important pourrait être à blâmer, comme une neuvième planète encore invisible qui se cache au-delà de Neptune et qui disperse des objets dans son sillage.

Mais l'astronome de l'Université du Colorado à Boulder, Ann-Marie Madigan, et ses collègues préfèrent penser plus petit.

En s'appuyant sur des simulations informatiques exhaustives, les chercheurs soutiennent que ces objets détachés pourraient avoir perturbé leurs propres orbites à cause de minuscules coups gravitationnels qui se sont accumulés sur des millions d'années.

"Les résultats fournissent un indice alléchant sur ce qui peut se passer dans cette région mystérieuse de l'espace", a déclaré le Dr Madigan.

Les scientifiques ont utilisé des superordinateurs pour recréer la dynamique du système solaire externe avec plus de détails que jamais.

"Nous avons modélisé quelque chose qui a peut-être existé autrefois dans le système solaire externe et avons également ajouté l'influence gravitationnelle des planètes géantes comme Jupiter", a déclaré Alexander Zderic, étudiant diplômé de l'Université du Colorado Boulder.

Dans le processus, l'équipe a découvert quelque chose d'inhabituel : les objets glacés dans leurs simulations ont commencé à tourner autour du Soleil comme d'habitude. Mais ensuite, au fil du temps, ils ont commencé à se tirer et à se pousser l'un l'autre.

En conséquence, leurs orbites sont devenues plus instables jusqu'à ce qu'elles finissent par ressembler à la réalité.

Ce qui était le plus remarquable, c'est qu'ils ont tout fait tout seuls - les astéroïdes et les planètes mineures n'avaient pas besoin d'une grosse planète pour les lancer en boucle.

Comparaison des plus grands objets transneptuniens : Pluton, Eris, Haumea, Makemake, Gonggong, Quaoar, Sedna, 2002 MS4, Orcus et Salacia. Crédit image : Lexique / CC BY-SA 3.0.

« Individuellement, toutes les interactions gravitationnelles entre ces petits corps sont faibles. Mais si vous en avez assez, cela devient important », a déclaré le Dr Madigan.

Les auteurs avaient vu des indices de tendances similaires dans des recherches antérieures, mais leurs derniers résultats fournissent les preuves les plus exhaustives à ce jour.

Afin de faire fonctionner leur théorie de la «gravité collective», le système solaire extérieur devait autrefois contenir une énorme quantité de choses.

"Vous aviez besoin d'objets qui totalisaient quelque chose de l'ordre de 20 masses terrestres", a déclaré le Dr Madigan.

"C'est théoriquement possible, mais cela va certainement se heurter aux croyances des gens."

« D'une manière ou d'une autre, les scientifiques devraient le découvrir bientôt. Un nouveau télescope appelé l'observatoire Vera C. Rubin devrait être mis en service au Chili en 2022 et commencera à jeter un nouvel éclairage sur cette étendue inconnue de l'espace.

« Une grande partie de la fascination récente pour le système solaire externe est liée aux avancées technologiques. Vous avez vraiment besoin de la dernière génération de télescopes pour observer ces corps », a déclaré Zderic.

Alexander Zderic et Ann-Marie Madigan. 2020. Influence de la planète géante sur la gravité collective d'un disque dispersé primordial. UN J 160, 50 doi : 10.3847/1538-3881/ab962f

Alexandre Zderic et al. 2020. Regroupement d'apsides suite à l'instabilité d'inclinaison. ApJL 895, L27 doi : 10.3847/2041-8213/ab91a0


Que sont les points de Lagrange ?

Les points de Lagrange sont des positions dans l'espace où les forces gravitationnelles d'un système à deux corps comme le Soleil et la Terre produisent des régions améliorées d'attraction et de répulsion. Ceux-ci peuvent être utilisés par les engins spatiaux comme « places de stationnement » dans l'espace pour rester dans une position fixe avec une consommation de carburant minimale.

Il y a cinq points spéciaux où une petite masse peut orbiter selon un modèle constant avec deux masses plus grandes. Les points de Lagrange sont des positions où l'attraction gravitationnelle de deux grandes masses est exactement égale à la force centripète requise pour qu'un petit objet se déplace avec elles. Ce problème mathématique, connu sous le nom de "problème général à trois corps" a été examiné par Lagrange dans son article primé (Essai sur le Problème des Trois Corps, 1772).

Sur les cinq points de Lagrange, trois sont instables et deux sont stables. Les points de Lagrange instables - étiquetés L1, L2 et L3 - se situent le long de la ligne reliant les deux grandes masses. Les points de Lagrange stables - étiquetés L4 et L5 - forment le sommet de deux triangles équilatéraux qui ont les grandes masses à leurs sommets. L4 mène l'orbite terrestre et L5 suit.

Le point L1 du système Terre-Soleil offre une vue ininterrompue du Soleil et abrite actuellement le satellite de l'Observatoire solaire et héliosphérique SOHO. Le point L2 du système Terre-Soleil était la maison du vaisseau spatial WMAP, la maison actuelle de Planck et la future maison du télescope spatial James Webb. L2 est idéal pour l'astronomie car un vaisseau spatial est suffisamment proche pour communiquer facilement avec la Terre, peut garder le Soleil, la Terre et la Lune derrière le vaisseau spatial pour l'énergie solaire et (avec un blindage approprié) fournit une vue claire de l'espace lointain pour nos télescopes. Les points L1 et L2 sont instables sur une échelle de temps d'environ 23 jours, ce qui oblige les satellites en orbite autour de ces positions à subir régulièrement des corrections de cap et d'attitude.

Il est peu probable que la NASA trouve une utilité au point L3 car il reste caché derrière le Soleil à tout moment. L'idée d'une "Planète-X" cachée au point L3 a été un sujet populaire dans l'écriture de science-fiction. L'instabilité de l'orbite de la planète X (sur une échelle de temps de 150 ans) n'a pas empêché Hollywood de produire des classiques comme L'homme de la planète X.

Les points L4 et L5 abritent des orbites stables tant que le rapport de masse entre les deux grandes masses dépasse 24,96. Cette condition est satisfaite à la fois pour les systèmes Terre-Soleil et Terre-Lune, ainsi que pour de nombreuses autres paires de corps du système solaire. Les objets trouvés en orbite aux points L4 et L5 sont souvent appelés chevaux de Troie d'après les trois gros astéroïdes Agamemnon, Achille et Hector qui orbitent aux points L4 et L5 du système Jupiter-Soleil. (Selon Homère, Hector était le champion de Troie tué par Achille lors du siège de Troie par le roi Agamemnon). Il y a des centaines d'astéroïdes troyens dans le système solaire. La plupart sont en orbite autour de Jupiter, mais d'autres sont en orbite autour de Mars. De plus, plusieurs lunes de Saturne ont des compagnons troyens. En 1956, l'astronome polonais Kordylewski a découvert de grandes concentrations de poussière aux points de Troie du système Terre-Lune. L'instrument DIRBE du satellite COBE a confirmé les précédentes observations IRAS d'un anneau de poussière suivant l'orbite terrestre autour du Soleil. L'existence de cet anneau est étroitement liée aux points de Troie, mais l'histoire est compliquée par les effets de la pression des radiations sur les grains de poussière. En 2010, le télescope WISE de la NASA a finalement confirmé le premier astéroïde troyen (2010 TK7) autour du point de Lagrange menant à la Terre.

Trouver les points de Lagrange

La façon la plus simple de comprendre les points de Lagrange est d'adopter un référentiel qui tourne avec le système. Les forces exercées sur un corps au repos dans ce cadre peuvent être dérivées d'un potentiel effectif de la même manière que les vitesses du vent peuvent être déduites d'une carte météorologique. Les forces sont les plus fortes lorsque les contours du potentiel effectif sont les plus rapprochés et les plus faibles lorsque les contours sont éloignés les uns des autres.


Orbites évoluant sous la gravité

Le système solaire s'étend bien au-delà de Pluton, englobant de petits objets sur leurs propres orbites inhabituelles autour du Soleil. Comment sont-ils arrivés là? Une nouvelle étude tente de répondre à cette question par des simulations.

Modèles et objets en mouvement

Les plus gros objets du système solaire exercent le plus d'influence. Les modèles qui tiennent compte du Soleil et des planètes extérieures - Jupiter, Saturne, Uranus et Neptune - peuvent produire des approximations réalistes de l'influence gravitationnelle globale du système solaire.

Donc, si vous avez un modèle des principales forces gravitationnelles en jeu, vous pouvez déposer des objets en orbite et voir ce qu'ils font au fil du temps. Cela semble simple, mais c'est un outil puissant pour comprendre la structure actuelle de notre système solaire.

L'évolution de la densité surfacique du disque avec le temps (en partant du coin supérieur gauche) vue de face (en haut) et de côté (en bas). Cliquez pour agrandir. Les régions jaunes ont une densité plus élevée que les régions bleues. L'échelle de temps P représente 1000 ans. Les auteurs notent le « cône » des orbites présentes avant t = 4 300 P, ainsi que l'anneau cohérent d'orbites le plus important à t = 9 900 P, ce qui correspond à un « m = 1 mode". [Zderic et al. 2020]

Un disque en périphérie

Le disque examiné par Zderic et ses collaborateurs se compose d'objets en orbite à environ 100 à 1 000 unités astronomiques (au) du Soleil. Pour le contexte, la distance la plus éloignée de Pluton du Soleil n'est que de 50 ua, donc ces distances sont définitivement considérées comme le système solaire externe. Les orbites des objets du disque commencent toutes dans le même plan (qui est également le plan dans lequel les planètes du système solaire orbitent), mais elles ont une excentricité supérieure à la moyenne (comme l'exigent les conditions du système solaire externe).

Dans des études précédentes avec des disques de masse plus élevée, il a été démontré que les conditions du disque atteignent un état cohérent dans les 660 millions d'années de temps simulé. Zderic et ses collaborateurs se sont intéressés à cet état cohérent, qui reflète le comportement à long terme du disque. Pour atteindre cet état plus rapidement, les auteurs ont utilisé une configuration équivalente : ils ont commencé avec un disque moins massif, et ils ont exécuté leur simulation pendant un peu moins de 10 millions d'années.

Evolution de deux paramètres orbitaux pour un objet particulier, en particulier l'excentricité (axe y) et la longitude du périhélie (axe x la somme de deux autres propriétés orbitales qui définissent l'orientation de l'orbite par rapport à un plan). Entre 5 000 P et 9 000 P, l'objet considéré est dans le mode m = 1. [Zderic et al. 2020]

Modes dans les modèles

Au fur et à mesure que le disque des objets évolue, les auteurs montrent que la gravité collective des petits corps peut induire une instabilité. En conséquence, l'état final du disque a une caractéristique importante : les orbites semblent se regrouper dans une région particulière. C'est ce qu'on appelle être dans un « mode », qui est un raccourci pour un groupe de paramètres orbitaux ayant des valeurs spécifiques. Zderic et ses collaborateurs notent que plus tard dans la simulation, les objets ont tendance à s'installer dans le m = 1 mode, bien que les objets entrent et sortent également du mode. De plus, l'ajout de plus de particules à la simulation montre que les objets restent plus longtemps dans le mode. En extrapolant au système solaire, le mode peut être stable aussi longtemps que le système solaire est présent.

Pourquoi est-ce intéressant ? Ces simulations montrent que la gravité collective des petits corps dans un disque peut naturellement reproduire bon nombre des comportements observés d'objets dans notre système solaire extérieur - y compris les objets transneptuniens extrêmes (TNO), de petits corps au-delà de l'orbite de Neptune qui sont très orbites inhabituelles.

Schéma montrant l'alignement observé des orbites des TNO extrêmes détachés et l'orbite proposée d'une hypothétique planète super-terrestre (en vert). Mais Planet Nine est-il réellement nécessaire pour expliquer les orbites extrêmes du TNO ? [Sheppard et al. 2019]

D'autres travaux nécessiteront la simulation de disques de masse élevée qui sont plus similaires au système solaire primitif. Gardez un œil sur les futures études explorant la cause de la structure de notre système solaire !

Citation

« Regroupement d'apsides suivant l'instabilité d'inclinaison », Alexander Zderic et al 2020 ApJL 895 L27. doi:10.3847/2041-8213/ab91a0


Contenu

Traditionnellement, des appareils comme un comparateur de clignotement étaient utilisés en astronomie pour détecter des objets dans le système solaire, car ces objets se déplaçaient entre deux expositions. pour détecter manuellement les objets potentiels. Au cours des années 1980, l'utilisation de caméras à base de CCD dans les télescopes a permis de produire directement des images électroniques qui pourraient ensuite être facilement numérisées et transférées en images numériques. Étant donné que le CCD capturait plus de lumière que le film (environ 90 % contre 10 % de la lumière entrante) et que le clignotement pouvait désormais être effectué sur un écran d'ordinateur réglable, les enquêtes ont permis un débit plus élevé. Un flot de nouvelles découvertes en a résulté : plus d'un millier d'objets transneptuniens ont été détectés entre 1992 et 2006. [5]

Le premier objet à disque dispersé (SDO) à être reconnu comme tel était le 1996 TL66 , [6] [7] identifié à l'origine en 1996 par des astronomes basés à Mauna Kea à Hawaï. Trois autres ont été identifiés par la même enquête en 1999 : 1999 CV118 , 1999 AC118 , et 1999 FC119 . [8] Le premier objet actuellement classé comme SDO à être découvert était 1995 TL8 , trouvé en 1995 par Spacewatch. [9]

En 2011, plus de 200 SDO ont été identifiés, [10] dont Gǃkúnǁʼhòmdímà (découvert par Schwamb, Brown et Rabinowitz), [11] 2002 TC302 (NEAT), Eris (Brown, Trujillo et Rabinowitz), [12] Sedna (Brown, Trujillo et Rabinowitz) [13] et 2004 VN 112 (Deep Ecliptic Survey). [14] Bien que les nombres d'objets dans la ceinture de Kuiper et le disque dispersé soient supposés être à peu près égaux, le biais d'observation en raison de leur plus grande distance signifie que beaucoup moins de SDO ont été observés à ce jour. [15]

Les objets transneptuniens connus sont souvent divisés en deux sous-populations : la ceinture de Kuiper et le disque dispersé. [16] Un troisième réservoir d'objets transneptuniens, le nuage d'Oort, a été émis l'hypothèse, bien qu'aucune observation directe confirmée du nuage d'Oort n'ait été faite. [2] Certains chercheurs suggèrent en outre un espace de transition entre le disque dispersé et le nuage d'Oort intérieur, peuplé d'"objets détachés". [17]

Disque épars contre ceinture de Kuiper Modifier

La ceinture de Kuiper est un tore (ou « beignet ») d'espace relativement épais, s'étendant d'environ 30 à 50 UA [18] comprenant deux principales populations d'objets de la ceinture de Kuiper (KBO) : les objets classiques de la ceinture de Kuiper (ou « cubewanos » ), which lie in orbits untouched by Neptune, and the resonant Kuiper-belt objects those which Neptune has locked into a precise orbital ratio such as 2:3 (the object goes around twice for every three Neptune orbits) and 1:2 (the object goes around once for every two Neptune orbits). These ratios, called orbital resonances, allow KBOs to persist in regions which Neptune's gravitational influence would otherwise have cleared out over the age of the Solar System, since the objects are never close enough to Neptune to be scattered by its gravity. Those in 2:3 resonances are known as "plutinos", because Pluto is the largest member of their group, whereas those in 1:2 resonances are known as "twotinos".

In contrast to the Kuiper belt, the scattered-disc population can be disturbed by Neptune. [19] Scattered-disc objects come within gravitational range of Neptune at their closest approaches (

30 AU) but their farthest distances reach many times that. [17] Ongoing research [20] suggests that the centaurs, a class of icy planetoids that orbit between Jupiter and Neptune, may simply be SDOs thrown into the inner reaches of the Solar System by Neptune, making them "cis-Neptunian" rather than trans-Neptunian scattered objects. [21] Some objects, like (29981) 1999 TD10, blur the distinction [22] and the Minor Planet Center (MPC), which officially catalogues all trans-Neptunian objects, now lists centaurs and SDOs together. [dix]

The MPC, however, makes a clear distinction between the Kuiper belt and the scattered disc, separating those objects in stable orbits (the Kuiper belt) from those in scattered orbits (the scattered disc and the centaurs). [10] However, the difference between the Kuiper belt and the scattered disc is not clear-cut, and many astronomers see the scattered disc not as a separate population but as an outward region of the Kuiper belt. Another term used is "scattered Kuiper-belt object" (or SKBO) for bodies of the scattered disc. [23]

Morbidelli and Brown propose that the difference between objects in the Kuiper belt and scattered-disc objects is that the latter bodies "are transported in semi-major axis by close and distant encounters with Neptune," [16] but the former experienced no such close encounters. This delineation is inadequate (as they note) over the age of the Solar System, since bodies "trapped in resonances" could "pass from a scattering phase to a non-scattering phase (and vice versa) numerous times." [16] That is, trans-Neptunian objects could travel back and forth between the Kuiper belt and the scattered disc over time. Therefore, they chose instead to define the regions, rather than the objects, defining the scattered disc as "the region of orbital space that can be visited by bodies that have encountered Neptune" within the radius of a Hill sphere, and the Kuiper belt as its "complement . in the une > 30 AU region" the region of the Solar System populated by objects with semi-major axes greater than 30 AU. [16]

Detached objects Edit

The Minor Planet Center classifies the trans-Neptunian object 90377 Sedna as a scattered-disc object. Its discoverer Michael E. Brown has suggested instead that it should be considered an inner Oort-cloud object rather than a member of the scattered disc, because, with a perihelion distance of 76 AU, it is too remote to be affected by the gravitational attraction of the outer planets. [24] Under this definition, an object with a perihelion greater than 40 AU could be classified as outside the scattered disc. [25]

Sedna is not the only such object: (148209) 2000 CR 105 (discovered before Sedna) and 2004 VN 112 have a perihelion too far away from Neptune to be influenced by it. This led to a discussion among astronomers about a new minor planet set, called the extended scattered disc (E-SDO). [26] 2000 CR 105 may also be an inner Oort-cloud object or (more likely) a transitional object between the scattered disc and the inner Oort cloud. More recently, these objects have been referred to as "detached", [27] or distant detached objects (DDO). [28]

There are no clear boundaries between the scattered and detached regions. [25] Gomes et al. define SDOs as having "highly eccentric orbits, perihelia beyond Neptune, and semi-major axes beyond the 1:2 resonance." By this definition, all distant detached objects are SDOs. [17] Since detached objects' orbits cannot be produced by Neptune scattering, alternative scattering mechanisms have been put forward, including a passing star [29] [30] or a distant, planet-sized object. [28] Alternative, it has been suggested that these objects have been captured from a passing star. [31]

A scheme introduced by a 2005 report from the Deep Ecliptic Survey by J. L. Elliott et al. distinguishes between two categories: scattered-near (i.e. typical SDOs) and scattered-extended (i.e. detached objects). [32] Scattered-near objects are those whose orbits are non-resonant, non-planetary-orbit-crossing and have a Tisserand parameter (relative to Neptune) less than 3. [32] Scattered-extended objects have a Tisserand parameter (relative to Neptune) greater than 3 and have a time-averaged eccentricity greater than 0.2. [32]

An alternative classification, introduced by B. J. Gladman, B. G. Marsden and C. Van Laerhoven in 2007, uses 10-million-year orbit integration instead of the Tisserand parameter. [33] An object qualifies as an SDO if its orbit is not resonant, has a semi-major axis no greater than 2000 AU, and, during the integration, its semi-major axis shows an excursion of 1.5 AU or more. [33] Gladman et al. suggest the term scattering disk object to emphasize this present mobility. [33] If the object is not an SDO as per the above definition, but the eccentricity of its orbit is greater than 0.240, it is classified as a detached TNO. [33] (Objects with smaller eccentricity are considered classical.) In this scheme, the disc extends from the orbit of Neptune to 2000 AU, the region referred to as the inner Oort cloud.

The scattered disc is a very dynamic environment. [15] Because they are still capable of being perturbed by Neptune, SDOs' orbits are always in danger of disruption either of being sent outward to the Oort cloud or inward into the centaur population and ultimately the Jupiter family of comets. [15] For this reason Gladman et al. prefer to refer to the region as the scattering disc, rather than scattered. [33] Unlike Kuiper-belt objects (KBOs), the orbits of scattered-disc objects can be inclined as much as 40° from the ecliptic. [34]

SDOs are typically characterized by orbits with medium and high eccentricities with a semi-major axis greater than 50 AU, but their perihelia bring them within influence of Neptune. [35] Having a perihelion of roughly 30 AU is one of the defining characteristics of scattered objects, as it allows Neptune to exert its gravitational influence. [8]

The classical objects (cubewanos) are very different from the scattered objects: more than 30% of all cubewanos are on low-inclination, near-circular orbits whose eccentricities peak at 0.25. [36] Classical objects possess eccentricities ranging from 0.2 to 0.8. Though the inclinations of scattered objects are similar to the more extreme KBOs, very few scattered objects have orbits as close to the ecliptic as much of the KBO population. [15]

Although motions in the scattered disc are random, they do tend to follow similar directions, which means that SDOs can become trapped in temporary resonances with Neptune. Examples of possible resonant orbits within the scattered disc include 1:3, 2:7, 3:11, 5:22 and 4:79. [17]

The scattered disc is still poorly understood: no model of the formation of the Kuiper belt and the scattered disc has yet been proposed that explains all their observed properties. [16]

According to contemporary models, the scattered disc formed when Kuiper belt objects (KBOs) were "scattered" into eccentric and inclined orbits by gravitational interaction with Neptune and the other outer planets. [37] The amount of time for this process to occur remains uncertain. One hypothesis estimates a period equal to the entire age of the Solar System [38] a second posits that the scattering took place relatively quickly, during Neptune's early migration epoch. [39]

Models for a continuous formation throughout the age of the Solar System illustrate that at weak resonances within the Kuiper belt (such as 5:7 or 8:1), or at the boundaries of stronger resonances, objects can develop weak orbital instabilities over millions of years. The 4:7 resonance in particular has large instability. KBOs can also be shifted into unstable orbits by close passage of massive objects, or through collisions. Over time, the scattered disc would gradually form from these isolated events. [17]

Computer simulations have also suggested a more rapid and earlier formation for the scattered disc. Modern theories indicate that neither Uranus nor Neptune could have formed in situ beyond Saturn, as too little primordial matter existed at that range to produce objects of such high mass. Instead, these planets, and Saturn, may have formed closer to Jupiter, but were flung outwards during the early evolution of the Solar System, perhaps through exchanges of angular momentum with scattered objects. [40] Once the orbits of Jupiter and Saturn shifted to a 2:1 resonance (two Jupiter orbits for each orbit of Saturn), their combined gravitational pull disrupted the orbits of Uranus and Neptune, sending Neptune into the temporary "chaos" of the proto-Kuiper belt. [39] As Neptune traveled outward, it scattered many trans-Neptunian objects into higher and more eccentric orbits. [37] [41] This model states that 90% or more of the objects in the scattered disc may have been "promoted into these eccentric orbits by Neptune's resonances during the migration epoch. [therefore] the scattered disc might not be so scattered." [40]

Scattered objects, like other trans-Neptunian objects, have low densities and are composed largely of frozen volatiles such as water and methane. [42] Spectral analysis of selected Kuiper belt and scattered objects has revealed signatures of similar compounds. Both Pluto and Eris, for instance, show signatures for methane. [43]

Astronomers originally supposed that the entire trans-Neptunian population would show a similar red surface colour, as they were thought to have originated in the same region and subjected to the same physical processes. [42] Specifically, SDOs were expected to have large amounts of surface methane, chemically altered into tholins by sunlight from the Sun. This would absorb blue light, creating a reddish hue. [42] Most classical objects display this colour, but scattered objects do not instead, they present a white or greyish appearance. [42]

One explanation is the exposure of whiter subsurface layers by impacts another is that the scattered objects' greater distance from the Sun creates a composition gradient, analogous to the composition gradient of the terrestrial and gas giant planets. [42] Michael E. Brown, discoverer of the scattered object Eris, suggests that its paler colour could be because, at its current distance from the Sun, its atmosphere of methane is frozen over its entire surface, creating an inches-thick layer of bright white ice. Pluto, conversely, being closer to the Sun, would be warm enough that methane would freeze only onto cooler, high-albedo regions, leaving low-albedo tholin-covered regions bare of ice. [43]

The Kuiper belt was initially thought to be the source of the Solar System's ecliptic comets. However, studies of the region since 1992 have shown that the orbits within the Kuiper belt are relatively stable, and that ecliptic comets originate from the scattered disc, where orbits are generally less stable. [44]

Comets can loosely be divided into two categories: short-period and long-period—the latter being thought to originate in the Oort cloud. The two major categories of short-period comets are Jupiter-family comets (JFCs) and Halley-type comets. [15] Halley-type comets, which are named after their prototype, Halley's Comet, are thought to have originated in the Oort cloud but to have been drawn into the inner Solar System by the gravity of the giant planets, [45] whereas the JFCs are thought to have originated in the scattered disc. [19] The centaurs are thought to be a dynamically intermediate stage between the scattered disc and the Jupiter family. [20]

There are many differences between SDOs and JFCs, even though many of the Jupiter-family comets may have originated in the scattered disc. Although the centaurs share a reddish or neutral coloration with many SDOs, their nuclei are bluer, indicating a fundamental chemical or physical difference. [45] One hypothesis is that comet nuclei are resurfaced as they approach the Sun by subsurface materials which subsequently bury the older material. [45]


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Découverte Modifier

Sedna (provisionally designated 2003 VB12) was discovered by Michael Brown (Caltech), Chad Trujillo (Gemini Observatory), and David Rabinowitz (Yale University) on 14 November 2003. The discovery formed part of a survey begun in 2001 with the Samuel Oschin telescope at Palomar Observatory near San Diego, California, using Yale's 160-megapixel Palomar Quest camera. On that day, an object was observed to move by 4.6 arcseconds over 3.1 hours relative to stars, which indicated that its distance was about 100 AU. Follow-up observations were made in November–December 2003 with the SMARTS telescope at Cerro Tololo Inter-American Observatory in Chile, the Tenagra IV telescope in Nogales, Arizona, and the Keck Observatory on Mauna Kea in Hawaii. Combining those with precovery observations taken at the Samuel Oschin telescope in August 2003, and from the Near-Earth Asteroid Tracking consortium in 2001–2002, allowed accurate determination of its orbit. The calculations showed that the object was moving along a distant highly eccentric orbit, at a distance of 90.3 AU from the Sun. [19] [16] Precovery images have later been found in images of the Palomar Digitized Sky Survey dating back to 25 September 1990. [2]

Naming Edit

Brown initially nicknamed Sedna "The Flying Dutchman", or "Dutch", after a legendary ghost ship, because its slow movement had initially masked its presence from his team. [20] For an official name for the object, Brown settled on "Sedna", a name from Inuit mythology, which Brown chose partly because he mistakenly thought the Inuit were the closest polar culture to his home in Pasadena, and partly because the name, unlike Quaoar, would be easily pronounceable. [20] On his website, he wrote:

Our newly discovered object is the coldest, most distant place known in the Solar System, so we feel it is appropriate to name it in honor of Sedna, the Inuit goddess of the sea, who is thought to live at the bottom of the frigid Arctic Ocean. [21]

Brown also suggested to the International Astronomical Union's (IAU) Minor Planet Center that any future objects discovered in Sedna's orbital region should also be named after entities in arctic mythologies. [21] The team made the name "Sedna" public before the object had been officially numbered. [22] Brian Marsden, the head of the Minor Planet Center, said that such an action was a violation of protocol, and that some members of the IAU might vote against it. [23] No objection was raised to the name, and no competing names were suggested. The IAU's Committee on Small Body Nomenclature accepted the name in September 2004, [24] and also considered that, in similar cases of extraordinary interest, it might in the future allow names to be announced before they were officially numbered. [22]

The customary English spelling "Sedna" was popularized by Franz Boas. [25] The modern pronunciation in the region (southern Baffin Island) is 'Sanna', with dn perhaps becoming nn over the years. [26]

Sedna has the second longest orbital period of any known object in the Solar System of comparable size or larger, [c] calculated at around 11,400 years. [5] [a] Its orbit is extremely eccentric, with an aphelion estimated at 937 AU [5] and a perihelion at about 76 AU. This perihelion was the largest of that of any known Solar System object until the discovery of 2012 VP 113 . [27] [28] At its aphelion, Sedna orbits the Sun at a mere 1.3% of Earth's orbital speed. When Sedna was discovered it was 89.6 AU [29] from the Sun approaching perihelion, and was the most distant object in the Solar System observed. Sedna was later surpassed by Eris, which was detected by the same survey near aphelion at 97 AU. The orbits of some long-period comets extend farther than that of Sedna they are too dim to be discovered except when approaching perihelion in the inner Solar System. Even as Sedna nears its perihelion in mid-2076, [13] [d] the Sun would appear merely as an extremely bright star-like pinpoint in its sky, 100 times brighter than a full moon on Earth (for comparison, the Sun appears from Earth to be roughly 400,000 times brighter than the full Moon), and too far away to be visible as a disc to the naked eye. [30]

When first discovered, Sedna was thought to have an unusually long rotational period (20 to 50 days). [31] It was initially speculated that Sedna's rotation was slowed by the gravitational pull of a large binary companion, similar to Pluto's moon Charon. [21] A search for such a satellite by the Hubble Space Telescope in March 2004 found nothing, [31] [e] and subsequent measurements from the MMT telescope suggest a much shorter rotation period of about 10 hours, more typical for a body of its size. [dix]

Sedna has a V-band absolute magnitude (H) of about 1.8, and it is estimated to have an albedo of about 0.32, thus giving it a diameter of approximately 1,000 km. [9] At the time of its discovery it was the intrinsically brightest object found in the Solar System since Pluto in 1930. In 2004, the discoverers placed an upper limit of 1,800 km on its diameter, [33] but by 2007 this was revised downward to less than 1,600 km after observation by the Spitzer Space Telescope. [34] In 2012, measurements from the Herschel Space Observatory suggested that Sedna's diameter was 995 ± 80 km , which would make it smaller than Pluto's moon Charon. [9] Because Sedna has no known moons, determining its mass is currently impossible without sending a space probe. Sedna is currently the largest trans-Neptunian Sun-orbiting object not known to have a satellite. [35] Only a single attempt has been made to find a satellite, [36] [37] and it has been suggested that there is a chance of up to 25% that a satellite could have been missed. [38] [39]

Observations from the SMARTS telescope show that in visible light Sedna is one of the reddest objects in the Solar System, nearly as red as Mars. [21] Chad Trujillo and his colleagues suggest that Sedna's dark red colour is caused by a surface coating of hydrocarbon sludge, or tholin, formed from simpler organic compounds after long exposure to ultraviolet radiation. [40] Its surface is homogeneous in colour and spectrum this may be because Sedna, unlike objects nearer the Sun, is rarely impacted by other bodies, which would expose bright patches of fresh icy material like that on 8405 Asbolus. [40] Sedna and two other very distant objects – 2006 SQ 372 and (87269) 2000 OO 67 – share their color with outer classical Kuiper belt objects and the centaur 5145 Pholus, suggesting a similar region of origin. [41]

Trujillo and colleagues have placed upper limits in Sedna's surface composition of 60% for methane ice and 70% for water ice. [40] The presence of methane further supports the existence of tholins on Sedna's surface, because they are produced by irradiation of methane. [42] Barucci and colleagues compared Sedna's spectrum with that of Triton and detected weak absorption bands belonging to methane and nitrogen ices. From these observations, they suggested the following model of the surface: 24% Triton-type tholins, 7% amorphous carbon, 10% nitrogen ices, 26% methanol, and 33% methane. [43] The detection of methane and water ices was confirmed in 2006 by the Spitzer Space Telescope mid-infrared photometry. [42] The presence of nitrogen on the surface suggests the possibility that, at least for a short time, Sedna may have a tenuous atmosphere. During a 200-year period near perihelion, the maximum temperature on Sedna should exceed 35.6 K (−237.6 °C), the transition temperature between alpha-phase solid N2 and the beta-phase seen on Triton. At 38 K, the N2 vapor pressure would be 14 microbar (1.4 Pa or 0.000014 atm). [43] Its deep red spectral slope is indicative of high concentrations of organic material on its surface, and its weak methane absorption bands indicate that methane on Sedna's surface is ancient, rather than freshly deposited. This means that Sedna is too cold for methane to evaporate from its surface and then fall back as snow, which happens on Triton and probably on Pluto. [42]

Models of internal heating via radioactive decay suggest that Sedna might be capable of supporting a subsurface ocean of liquid water. [44]

In their paper announcing the discovery of Sedna, Mike Brown and his colleagues described it as the first observed body belonging to the Oort cloud, the hypothetical cloud of comets thought to exist nearly a light-year from the Sun. They observed that, unlike scattered disc objects such as Eris, Sedna's perihelion (76 AU) is too distant for it to have been scattered by the gravitational influence of Neptune. [16] Because it is a great deal closer to the Sun than was expected for an Oort cloud object, and has an inclination roughly in line with the planets and the Kuiper belt, they described the planetoid as being an "inner Oort cloud object", situated in the disc reaching from the Kuiper belt to the spherical part of the cloud. [45] [46]

If Sedna formed in its current location, the Sun's original protoplanetary disc must have extended as far as 75 AU into space. [47] Also, Sedna's initial orbit must have been approximately circular, otherwise its formation by the accretion of smaller bodies into a whole would not have been possible, because the large relative velocities between planetesimals would have been too disruptive. Therefore, it must have been tugged into its current eccentric orbit by a gravitational interaction with another body. [48] In their initial paper, Brown, Rabinowitz and colleagues suggested three possible candidates for the perturbing body: an unseen planet beyond the Kuiper belt, a single passing star, or one of the young stars embedded with the Sun in the stellar cluster in which it formed. [16]

Mike Brown and his team favored the hypothesis that Sedna was lifted into its current orbit by a star from the Sun's birth cluster, arguing that Sedna's aphelion of about 1,000 AU, which is relatively close compared to those of long-period comets, is not distant enough to be affected by passing stars at their current distances from the Sun. They propose that Sedna's orbit is best explained by the Sun having formed in an open cluster of several stars that gradually disassociated over time. [16] [49] [50] That hypothesis has also been advanced by both Alessandro Morbidelli and Scott Jay Kenyon. [51] [52] Computer simulations by Julio A. Fernandez and Adrian Brunini suggest that multiple close passes by young stars in such a cluster would pull many objects into Sedna-like orbits. [16] A study by Morbidelli and Levison suggested that the most likely explanation for Sedna's orbit was that it had been perturbed by a close (approximately 800 AU) pass by another star in the first 100 million years or so of the Solar System's existence. [51] [53]

The trans-Neptunian planet hypothesis has been advanced in several forms by a number of astronomers, including Rodney Gomes and Patryk Lykawka. One scenario involves perturbations of Sedna's orbit by a hypothetical planetary-sized body in the Hills cloud. Recent simulations show that Sedna's orbital traits could be explained by perturbations by a Neptune-mass object at 2,000 AU (or less), a Jupiter-mass ( M J) object at 5,000 AU, or even an Earth-mass object at 1,000 AU. [50] [54] Computer simulations by Patryk Lykawka have suggested that Sedna's orbit may have been caused by a body roughly the size of Earth, ejected outward by Neptune early in the Solar System's formation and currently in an elongated orbit between 80 and 170 AU from the Sun. [55] Mike Brown's various sky surveys have not detected any Earth-sized objects out to a distance of about 100 AU. It is possible that such an object may have been scattered out of the Solar System after the formation of the inner Oort cloud. [56]

Caltech researchers Konstantin Batygin and Mike Brown have hypothesised the existence of a giant planet in the outer Solar System, nicknamed Planet Nine. The planet would be about 10 times as massive as Earth. It would have a highly eccentric orbit, and its average distance from the Sun would be about 20 times that of Neptune (which orbits at an average distance of 30.1 astronomical units (4.50 × 10 9 km)). Its orbital period would be 10,000 to 20,000 years. The planet's existence was hypothesised using mathematical modeling and computer simulations, but it has not been observed directly. It may explain the orbits of a group of objects that includes Sedna. [57] [58]

It has been suggested that Sedna's orbit is the result of influence by a large binary companion to the Sun, thousands of AU distant. One such hypothetical companion is Nemesis, a dim companion to the Sun that has been proposed to be responsible for the supposed periodicity of mass extinctions on Earth from cometary impacts, the lunar impact record, and the common orbital elements of a number of long-period comets. [54] [59] No direct evidence of Nemesis has been found, and many lines of evidence (such as crater counts) have thrown its existence into doubt. [60] [61] John J. Matese and Daniel P. Whitmire, longtime proponents of the possibility of a wide binary companion to the Sun, have suggested that an object of 5 M J lying at roughly 7,850 AU from the Sun could produce a body in Sedna's orbit. [62]

Morbidelli and Kenyon have also suggested that Sedna did not originate in the Solar System, but was captured by the Sun from a passing extrasolar planetary system, specifically that of a brown dwarf about 1/20th the mass of the Sun ( M ) [51] [52] [63] or a main-sequence star 80 percent more massive than our Sun, which, owing to its larger mass, may now be a white dwarf. In either case, the stellar encounter had likely occurred early after the Sun's formation, about less than 100 million years after the Sun had formed. [51] [64] [65] Stellar encounters during this time would have minimal effect on the Oort cloud's final mass and population since the Sun had excess material for replenishing the Oort cloud population. [51]

Sedna's highly elliptical orbit means that the probability of its detection was roughly 1 in 80, which suggests that, unless its discovery was a fluke, another 40–120 Sedna-sized objects would exist within the same region. [16] [32] Another object, 2000 CR 105 , has a similar but less extreme orbit: it has a perihelion of 44.3 AU, an aphelion of 394 AU, and an orbital period of 3,240 years. It may have been affected by the same processes as Sedna. [51]

Each of the proposed mechanisms for Sedna's extreme orbit would leave a distinct mark on the structure and dynamics of any wider population. If a trans-Neptunian planet was responsible, all such objects would share roughly the same perihelion (about 80 AU). If Sedna were captured from another planetary system that rotated in the same direction as the Solar System, then all of its population would have orbits on relatively low inclinations and have semi-major axes ranging from 100 to 500 AU. If it rotated in the opposite direction, then two populations would form, one with low and one with high inclinations. The perturbations from passing stars would produce a wide variety of perihelia and inclinations, each dependent on the number and angle of such encounters. [56]

Acquiring a larger sample of such objects would help in determining which scenario is most likely. [66] "I call Sedna a fossil record of the earliest Solar System", said Brown in 2006. "Eventually, when other fossil records are found, Sedna will help tell us how the Sun formed and the number of stars that were close to the Sun when it formed." [17] A 2007–2008 survey by Brown, Rabinowitz and Megan Schwamb attempted to locate another member of Sedna's hypothetical population. Although the survey was sensitive to movement out to 1,000 AU and discovered the likely dwarf planet Gonggong, it detected no new sednoid. [66] Subsequent simulations incorporating the new data suggested about 40 Sedna-sized objects probably exist in this region, with the brightest being about Eris's magnitude (−1.0). [66]

In 2014, Chad Trujillo and Scott Sheppard announced the discovery of 2012 VP 113 , [28] an object half the size of Sedna in a 4,200-year orbit similar to Sedna's and a perihelion within Sedna's range of roughly 80 AU, [67] which led some to speculate that it offered evidence of a trans-Neptunian planet. [68] Another high-perihelion trans-Neptunian object was announced by Sheppard and colleagues in 2018, provisionally designated 2015 TG387 and now named Leleākūhonua. [69] With a perihelion of 65 AU and an even more distant orbit of 40,000 years, its longitude of perihelion (the location where it makes its closest approach to the Sun) appears to be aligned in the directions of both Sedna and 2012 VP113 , strengthening the case for an apparent orbital clustering of trans-Neptunian objects suspected to be influenced by a hypothetical distant planet, dubbed Planet Nine. In a study detailing Sedna's population and Leleākūhonua's orbital dynamics, Sheppard concluded that the discovery implies a population of about 2 million inner Oort Cloud objects larger than 40 km, with a total mass in the range of 1 × 10 22 kg (several times the mass of the asteroid belt and 80% the mass of Pluto). [70]

The Minor Planet Center, which officially catalogs the objects in the Solar System, classifies Sedna as a scattered object. [71] This grouping is heavily questioned, and many astronomers have suggested that it, together with a few other objects (e.g. 2000 CR 105 ), be placed in a new category of distant objects named extended scattered disc objects (E-SDO), [72] detached objects, [73] distant detached objects (DDO), [54] or scattered-extended in the formal classification by the Deep Ecliptic Survey. [74]

The discovery of Sedna resurrected the question of which astronomical objects should be considered planets and which should not. On 15 March 2004, articles on Sedna in the popular press reported that a tenth planet had been discovered. This question was answered under the International Astronomical Union definition of a planet, adopted on 24 August 2006, which mandated that a planet must have cleared the neighborhood around its orbit. Sedna has a Stern–Levison parameter estimated to be much less than 1, [f] and therefore cannot be considered to have cleared the neighborhood, even though no other objects have yet been discovered in its vicinity. To be a dwarf planet, Sedna must be in hydrostatic equilibrium. It is bright enough, and therefore large enough, that this is expected to be the case, [76] and several astronomers have called it one. [77] [78] [79] [80] [81]

Sedna will come to perihelion around July 2076. [8] [d] This close approach to the Sun provides an opportunity for study that will not occur again for 12,000 years. Although Sedna is listed on NASA's Solar System exploration website, [82] NASA is not known to be considering any type of mission at this time. [83] It was calculated that a flyby mission to Sedna could take 24.48 years using a Jupiter gravity assist, based on launch dates of 6 May 2033 or 23 June 2046. Sedna would be 77.27 or 76.43 AU from the Sun when the spacecraft arrived near the end of 2057 or 2073, respectively. [84]

In May 2018, astrophysicist Ethan Siegel publicly advocated for a space probe mission to study Sedna as it approaches perihelion. Siegel characterized Sedna as an attractive target due to its status as a possible inner Oort cloud object. Because of Sedna's long orbital period, "we will not get the opportunity to study it this close to the Sun for many millennia again." [85] Such a mission could be facilitated by Dual-Stage 4-Grid ion thrusters that might cut cruise times considerably if powered, for example, by a fusion reactor. [86]


Orbits of the Planets

Today, Newton&rsquos work enables us to calculate and predict the orbits of the planets with marvelous precision. We know eight planets, beginning with Mercury closest to the Sun and extending outward to Neptune. The average orbital data for the planets are summarized in Table (PageIndex<1>). (Ceres is the largest of the asteroids, now considered a dwarf planet.)

According to Kepler&rsquos laws, Mercury must have the shortest orbital period (88 Earth-days) thus, it has the highest orbital speed, averaging 48 kilometers per second. At the opposite extreme, Neptune has a period of 165 years and an average orbital speed of just 5 kilometers per second.

Table (PageIndex<1>): Orbital Data for the Planets
Planet Semimajor Axis (AU) Period (y) Eccentricity
Mercure 0.39 0.24 0.21
Vénus 0.72 0.6 0.01
Terre 1 1.00 0.02
Mars 1.52 1.88 0.09
(Ceres) 2.77 4.6 0.08
Jupiter 5.20 11.86 0.05
Saturne 9.54 29.46 0.06
Uranus 19.19 84.01 0.05
Neptune 30.06 164.82 0.01

All the planets have orbits of rather low eccentricity. The most eccentric orbit is that of Mercury (0.21) the rest have eccentricities smaller than 0.1. It is fortunate that among the rest, Mars has an eccentricity greater than that of many of the other planets. Otherwise the pre-telescopic observations of Brahe would not have been sufficient for Kepler to deduce that its orbit had the shape of an ellipse rather than a circle.

The planetary orbits are also confined close to a common plane, which is near the plane of Earth&rsquos orbit (called the ecliptic). The strange orbit of the dwarf planet Pluto is inclined about 17° to the ecliptic, and that of the dwarf planet Eris (orbiting even farther away from the Sun than Pluto) by 44°, but all the major planets lie within 10° of the common plane of the solar system.

You can use an orbital simulator to design your own mini solar system with up to four bodies. Adjust masses, velocities, and positions of the planets, and see what happens to their orbits as a result.


Galactic context

The Solar System is located in the Milky Way, a barred spiral galaxy with a diameter of about 100,000 light-years containing about 100 billion stars. [130] The Sun resides in one of the Milky Way's outer spiral arms, known as the Orion&ndashCygnus Arm or Local Spur. [131] The Sun lies between 25,000 and 28,000 light-years from the Galactic Centre, [132] and its speed within the Milky Way is about 220 km/s, so that it completes one revolution every 225&ndash250 million years. This revolution is known as the Solar System's galactic year. [133] The solar apex, the direction of the Sun's path through interstellar space, is near the constellation Hercules in the direction of the current location of the bright star Vega. [134] The plane of the ecliptic lies at an angle of about 60° to the galactic plane. [i]

The Solar System's location in the Milky Way is a factor in the evolutionary history of life on Earth. Its orbit is close to circular, and orbits near the Sun are at roughly the same speed as that of the spiral arms. [136] [137] Therefore, the Sun passes through arms only rarely. Because spiral arms are home to a far larger concentration of supernovae, gravitational instabilities, and radiation that could disrupt the Solar System, this has given Earth long periods of stability for life to evolve. [136] The Solar System also lies well outside the star-crowded environs of the galactic centre. Near the centre, gravitational tugs from nearby stars could perturb bodies in the Oort cloud and send many comets into the inner Solar System, producing collisions with potentially catastrophic implications for life on Earth. The intense radiation of the galactic centre could also interfere with the development of complex life. [136] Even at the Solar System's current location, some scientists have speculated that recent supernovae may have adversely affected life in the last 35,000 years, by flinging pieces of expelled stellar core towards the Sun, as radioactive dust grains and larger, comet-like bodies. [138]

Neighbourhood

The Solar System is in the Local Interstellar Cloud or Local Fluff. It is thought to be near the neighbouring G-Cloud but it is not known if the Solar System is embedded in the Local Interstellar Cloud, or if it is in the region where the Local Interstellar Cloud and G-Cloud are interacting. [139] [140] The Local Interstellar Cloud is an area of denser cloud in an otherwise sparse region known as the Local Bubble, an hourglass-shaped cavity in the interstellar medium roughly 300 light-years (ly) across. The bubble is suffused with high-temperature plasma, that suggests it is the product of several recent supernovae. [141]

There are relatively few stars within ten light-years of the Sun. The closest is the triple star system Alpha Centauri, which is about 4.4 light-years away. Alpha Centauri A and B are a closely tied pair of Sun-like stars, whereas the small red dwarf, Proxima Centauri, orbits the pair at a distance of 0.2 light-year. In 2016, a potentially habitable exoplanet was confirmed to be orbiting Proxima Centauri, called Proxima Centauri b, the closest confirmed exoplanet to the Sun. [142] The stars next closest to the Sun are the red dwarfs Barnard's Star (at 5.9 ly), Wolf 359 (7.8 ly), and Lalande 21185 (8.3 ly).

The largest nearby star is Sirius, a bright main-sequence star roughly 8.6 light-years away and roughly twice the Sun's mass and that is orbited by a white dwarf, Sirius B. The nearest brown dwarfs are the binary Luhman 16 system at 6.6 light-years. Other systems within ten light-years are the binary red-dwarf system Luyten 726-8 (8.7 ly) and the solitary red dwarf Ross 154 (9.7 ly). [143] The closest solitary Sun-like star to the Solar System is Tau Ceti at 11.9 light-years. It has roughly 80% of the Sun's mass but only 60% of its luminosity. [144] The closest known free-floating planetary-mass object to the Sun is WISE 0855&minus0714, [145] an object with a mass less than 10 Jupiter masses roughly 7 light-years away.

Comparison with extrasolar systems

Compared to other planetary systems the Solar System stands out in lacking planets interior to the orbit of Mercury. [146] [147] The known Solar System also lacks super-Earths (Planet Nine could be a super-Earth beyond the known Solar System). [146] Uncommonly, it has only small rocky planets and large gas giants elsewhere planets of intermediate size are typical&mdashboth rocky and gas&mdashso there is no "gap" as seen between the size of Earth and of Neptune (with a radius 3.8 times as large). Also, these super-Earths have closer orbits than Mercury. [146] This led to hypothesis that all planetary systems start with many close-in planets, and that typically a sequence of their collisions causes consolidation of mass into few larger planets, but in case of the Solar System the collisions caused their destruction and ejection. [148] [149]

The orbits of Solar System planets are nearly circular. Compared to other systems, they have smaller orbital eccentricity. [146] Although there are attempts to explain it partly with a bias in the radial-velocity detection method and partly with long interactions of a quite high number of planets, the exact causes remain undetermined. [146] [150]


Voir la vidéo: Aurinkokunta, planeetat ja kiertoradat (Septembre 2021).