Modélisation de l`origine de la ceinture de Kuiper Début de la thèse

Modélisation de l'origine de la ceinture de Kuiper
Début de la thèse : septembre 2016.
Encadrant : Jean-Marc Petit (Directeur de Recherche CNRS)).
Lieu : Institut UTINAM (Université de Franche-Comté).
Contexte scientifique général :
Plusieurs grands relevés ont fait des percées importantes en explorant les propriétés globales des
distributions orbitales et des tailles des TNO. Cependant, la structure dynamique est beaucoup plus
complexe que ce que nous avions imaginé, avec de nombreux détails d'importance; les relevés avec
une efficacité de détection précisément connue qui suivent la quasi totalité de leurs découvertes, pour
éviter les biais de prédiction, sont nécessaires pour déméler ces détails et l'information cosmogonique
qu'ils contiennent. Notre relevé Canada-France Ecliptic Plane Survey (CFEPS) a découvert moins de
200 objets (soit un quart de l'échantillon connu de nos jours), mais la rigueur d'exécution et de suivi
nous a permis d'obtenir une nouvelle vision quantitative plus détaillée de la ceinture de Kuiper. Le
grand relevé en cours, Outer Solar System Origin Survey (OSSOS) va nous permettre de mieux
quantifier la complexité de la structure de la ceinture de Kuiper.
La ceinture classique de Kuiper comprend l'ensemble des TNO ayant une orbite de faible excentricité
(e), faible inclinaison (i) et un demi-grand axe a = 35 – 48 UA. Il semble que ce soit une
caractéristique originelle, et CFEPS a montré qu'elle contient une structure radiale qu'il faut expliquer.
La ceinture principale dans l'intervalle a = 42,5 – 47,5 UA est dominée par une composante de faible
inclinaison qui n'existe que dans cette région étroite: cette ceinture « froide » est plus rouge, contient
plus de binaires et a une distribution des tailles plus pentue que le reste de la ceinture de Kuiper.
Toutes les autres composantes de la ceinture partagent une distribution de couleur plus bleue, une
distribution des tailles pour D = 200 – 2000 km plus plate et des orbites avec de plus grands e et une
distribution des i beaucoup plus « chaude ».
Description des objectifs de la thèse :
Le noyau autour de 44 UA est une caractéristique étrange. Une explication faisant appel à une famille
collisionelle élimine l'idée qu'il s'agit du bord primordial, mais plutôt l'endroit où l'impact à très faible
vitesse de dispersion a eu lieu. Cette vitesse de dispersion serait encore plus faible que celle invoquée
pour la possible famille collisionelle de Haumea (Brown et al., 2007). Une autre constation
intéressante est que la noyau est juste placé entre les résonances 7:4 et 9:5. Une possibilité ad-hoc,
mentionnée dans Petit et al. (2011), est que la résonance 2:1 aurait commencé sa migration à l'intérieur
de 43.5 UA en étant très large (du fait de la grande excentricité de Neptune), et a subit un saut
stochastique de quelques dixièmes d'UA alors qu'elle était à environ 44 UA, laissant un groupe d'objets
que nous appelons noyau de nos jours. Cette idée a été étudiée par Nesvorny (2015), mais ne satisfait
pas les contraintes sur la population froide dans la résonance 2:1 ni sur la population mélangée.
Tout cela doit être testé, en particulier pour vérifier l'effet des résonances séculaires (en particulier la
résonance ν8) qui sont connues pour être très efficaces pour déstabiliser les orbites à certaines
inclinaisons. Le séquencement de la migration des diverses résonances (séculaire, de moyen
mouvement) doit être finement ajusté. Alors que la migration des résonances de moyen mouvement ne
dépend que de la position de Neptune, la position des résonances séculaires dépend de la position
relative des planètes géantes et aussi de la position et de la masse d'un disque de planétésimaux (et du
disque de gaz dans les phases très primitives).
Récemment, de nouvelles analyses de l'âge des échantillons d'Apollo 16 (Norman & Nemchin, 2014)

et du temps de solidification de l'Océan Magmatique Lunaire (Kamata et al., 2015) ont jeté des doutes
sur le paradigme du Bombardement Intensif Tardif (BIT). Le modèle du BIT implique qu'une courte
période de bombardement intense du système solaire interne a eu lieu il y a environ 3.8-3.9 milliard
d'années, ce qui est bien expliqué par le modèle de Nice (Levison et al., 2008). Ces nouvelles analyses
sont plutôt en accord avec un déclin progressif du bombardement après la formation des planètes
telluriques et de la Lune. Comme l'époque du réarrangement global du système solaire externe n'est
pas contraint par le modèle de Nice, il peut vraisemblablement être réconcilié avec ce nouveau point
de vue. Mais cela aura d'un effet important sur l'histoire collisionelle primordiale des petits corps.
La distribution en taille des objets des populations chaudes et froides ont des pentes différentes (même
si elles passent toutes deux d'une pente élevée pour les gros corps à une pente faible pour les petits
objets). Je compte de-biaiser la fonction de luminosité observée et la modéliser pour apporter des
contraintes sur des scénarios comme les Astéroïdes naissent gros et l'évolution collisionelle
subséquente pour diverses hypothèses de lieu de formation et mécanismes de transport. Une attention
particulière sera apportée à l'évolution collisionelle primordiale dans le cadre usuel du BIT et dans
celui d'un déclin graduel du bombardement du système solaire interne.
Compétences souhaitées :
Le sujet proposé comporte un volet important en modélisation. De bonnes
connaissances en informatique (programmation FORTRAN, utilisation de shells
UNIX, …) sont nécessaires. Le candidat doit avoir des connaissances solides en
dynamique et en astrophysique. Le travail a un fort caractère collaboratif, et ainsi
de bonnes connaissances en anglais sont requises.
Bibliographie :
Brown, M. E, Barkume, K. M., Raggozine, D., Schaller E. L. 2007. A collisional family of icy objects
in teh Kuiper belt. Nature 446, 294-296.
Levison, H. F., Morbidelli, A., VanLaerhoven, C., Gomes, R., Tsiganis, K. 2008. Origin of the
structure of the Kuiper belt during a dynamical instability in the orbits of Uranus and Neptune. Icarus
196, 258-273.
Kamata, S. et al. 2015. The relative timing of Lunar Magma Ocean solidification and the Late Heavy
Bombardment inferred from highly degraded impact basin structures. Icarus 250, 492-503.
Nesvorny, D. 2015. Jumping Neptune can explain the Kuiper Belt kernel. The Astronomical Journal
150, 68.
Norman, M. D., Nemchin, A. A. 2014. A 4.2 billion year old impact basin on the Moon : U-Pbdating
of zirconolite and apatite in lunar melt rock 67955. Earth and Planetary Science Letters 388, 387-398.
Petit, J.-M. et al. 2011. The Canada-France Ecliptic Plane Survey – Full data release : The orbital
structure of the Kuiper belt. The Astronomical Journal 142, 131.