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Modélisation de l’origine de la ceinture de Kuiper

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 démêler 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 constatation 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.


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Proposition de thèse J.-M. Petit