Nettoyage du voisinage d'une orbite

Dans les phases finales de la formation des planètes selon l'hypothèse nébulaire, une planète doit avoir éliminé son voisinage sur sa propre zone orbitale, ce qui signifie que, du point de vue de la gravitation, elle est devenue dominante et qu'il n'existe aucun autre corps de taille comparable hormis ses propres satellites naturels ou bien les corps qui sont placés d'une façon quelconque sous son influence gravitationnelle. Actuellement, la définition des planètes adoptée par l'Union astronomique internationale (UAI) ne comprend que les corps qui ont éliminé le voisinage de leur orbite[1].

Un gros corps céleste qui respecte les autres critères d'une planète, mais qui n'a pas éliminé son voisinage est classé comme une planète naine. Ceci concerne Pluton qui partage son voisinage orbital avec les objets de la ceinture de Kuiper tels que les plutinos. La définition de l'UAI ne lie aucun nombre ni aucune équation spécifique à ce terme, mais l'étendue sur laquelle toutes les planètes ont éliminé leur voisinage est bien supérieure à celle de n'importe quelle planète naine ou de n'importe quelle candidate connue à ce jour.

La phrase dérive peut-être d'un article présenté à l'Assemblée générale de l'UAI en 2000 par Alan Stern et Harold F. Levison. Les auteurs ont utilisé plusieurs phrases similaires pour développer une base théorique de détermination si un objet en orbite autour d'une étoile est susceptible d'avoir éliminé la région avoisinante des planétésimaux, en se basant sur la masse de l'objet et sur sa période orbitale[2].

Il était devenu nécessaire d'éclaircir la distinction entre planètes, planètes naines et autres planètes mineures parce que l'UAI avait adopté différentes règles pour designer les nouvelles planètes et les planètes mineures, récemment découvertes, sans formaliser la base pour les distinguer. Le processus de désignation pour Éris 'casée' après l'annonce de sa découverte en 2005, mettait en suspens la clarification de cette première étape.

Détails

La phrase se réfère à un corps en orbite, une planète ou une protoplanète qui essuierait sa région orbitale au cours du temps, par interaction gravitationnelle avec des corps de taille inférieure situés à proximité. Après de nombreux cycles orbitaux, un gros corps tendra à influer sur de plus petits, soit par accrétion avec lui-même, ou par répulsion vers une autre orbite. En conséquence, il finit par ne plus partager la région de son orbite avec aucun autre corps de dimensions significatives par rapport aux siennes propres, à l'exception de ses propres satellites, ou des corps gouvernés par sa propre influence. Cette dernière restriction exclut toutefois les objets dont l'orbite peut croiser la sienne, mais avec lesquels il ne peut pas entrer en collision du fait de la résonance orbitale, tels que Jupiter et ses satellites troyens, la Terre et (3753) Cruithne ou Neptune et les plutinos[2].

Paramètre de Stern et Levinson (2002)

En 2002, Stern et Levinson[2] ont proposé un paramètre, noté Λ (lambda majuscule), qui mesure l'ampleur à laquelle, sur une longue période, un corps éparpille les masses inférieures à l'extérieur de sa zone orbitale. Mathématiquement, Λ est défini comme :

où k est approximativement une constante, et M et P sont respectivement les masses et les périodes orbitales des corps éparpillés. Deux corps se définissent comme partageant une zone orbitale si leurs orbites traversent une distance radiale commune au corps primaire et leur période non-résonnante diffère de moins d'un ordre de grandeur. La similarité de l'ordre de grandeur dans les exigences relatives à la période exclut les comètes du calcul, mais la masse combinée des comètes se révèle de toute façon négligeable par rapport à celle des autres « petits corps du Système solaire », de telle sorte que leur inclusion aurait eu peu d'impact sur les résultats. Stern et Levinson ont trouvé une différence de cinq ordres de grandeur de magnitude dans Λ entre la plus petite planète tellurique et les astéroïdes les plus gros et les KBO (objets de la Ceinture de Kuiper).

Steven Soter, du Département d'Astrophysique au Museum américain d'Histoire naturelle, a écrit qu'un corps avec une orbite héliocentrique héliocentrique dont le paramètre Λ est supérieur à 1, autrement dit une planète, a éliminé une fraction substantielle des petits corps de son voisinage orbital[3].

Discriminant planétaire (Soter, 2006)

Soter a poursuivi en proposant un paramètre qu'il a baptisé discriminant planétaire, désigné par le symbole µ (mu), qui représente une mesure expérimentale du degré réel de nettoyage de la zone orbitale. La grandeur µ se calcule en divisant la masse du corps candidat par la masse totale des autres objets qui partagent sa zone orbitale.

Voici une liste des planètes par ordre décroissant de discriminant planétaire, définie par Steven Soter, où le discriminant μ est le rapport entre la masse des corps et la masse totale des autres corps non résonants et non satellitaires dans la même zone orbitale, également définie par Soter. Figurent aussi le paramètre Λ, le rapport du carré de la masse sur la période orbitale, normalisé par rapport aux valeurs de la Terre (Λ/ΛE). (Noter que ΛE ~ 1,5 × 105, de façon que les valeurs non normalisées de Λ pour les huit planètes définies par l'UAI sont des ordres de magnitudes supérieurs à 1, et les valeurs de Λ pour les planètes naines sont des ordres de magnitudes inférieurs à 1.)[3].

Dans le Système solaire

Les paramètres calculés pour les corps majeurs du Système solaire sont[3] :

Rang Nom Paramètre Λ
de Stern-Levison		 Λ/ΛE Discriminant
planétaire μ		 Masse
(kg)		 Type d'objet Λ = 1 à (UA)
1Terre1,53 × 1051,001,75,973 6 × 10243e planète2 870
2Vénus1,66 × 1051,081,354,868 5 × 10242e planète2 180
3Jupiter1,30 × 10985106,251,898 6 × 10275e planète6 220 000
4Saturne4,68 × 1073081,95,684 6 × 10266e planète1 250 000
5Mars9,42 × 1020,00611,86,418 5 × 10234e planète146
6Mercure1,95 × 1030,01269,13,302 2 × 10231re planète60
7Uranus3,84 × 1052,512,98,683 2 × 10257e planète102 000
8Neptune2,73 × 1051,792,41,024 3 × 10268e planète127 000
9Cérès8,32 × 10−48,7 × 10−90,339,43 × 10201re planète naine0,0245
10Éris2,15 × 10−33,5 × 10−80,101,67 × 10223e planète naine1,13
11Pluton2,95 × 10−31,95 × 10−80,0771,29 × 1022 ±10 %2e planète naine0,812
12Makémaké2,22 × 10−41,45 × 10−90,02[4]~4 × 10215e planète naine0,168
13Hauméa2,68 × 10−41,72 × 10−90,02[4](4,2 ± 0,1) × 10214e planète naine0,179

Controverse
Orbites des corps célestes dans la ceinture de Kuiper avec les distances et inclinaisons approximatives. Les objets en rouge sont en résonance orbitale avec Neptune, avec Pluton (grand cercle rouge) localisé à la pointe des plutinos à la résonance 2:3.

Stern, actuellement responsable de la mission New Horizons de la NASA à destination de Pluton, objecte à la reclassification de Pluton le fait que, comme Pluton, la Terre, Mars, Jupiter et Saturne n'ont pas non plus entièrement éliminé leur voisinage orbital. La Terre co-orbite avec 10 000 astéroïdes proches les astéroïdes géocroiseurs, et Jupiter a 100 000 astéroïdes troyens sur son parcours orbital. « Si Neptune avait éliminé (le voisinage de) sa zone orbitale, Pluton ne serait pas là », dit-il désormais[5].

Cependant, en 2000, Stern lui-même écrivait : « nous définissons une überplanet comme un corps planétaire en orbite autour d'une étoile qui est dynamiquement assez importante pour avoir éliminé les planétésimaux de son voisinage... » et, quelques paragraphes plus loin, « du point de vue de la dynamique, le Système solaire contient huit überplanets, comprenant la Terre, Mars, Jupiter et Neptune »[2].

La plupart des planétologues comprennent élimination du voisinage comme se référant à un objet dont la masse domine le voisinage, par exemple la Terre qui est beaucoup plus massive que tous les NEA rassemblés, et Neptune bien plus massive que Pluton et le reste des KBO[3].

L'article de Stern et Levison montre qu'il est possible d'estimer si un objet est susceptible de dominer son voisinage en ne connaissant que la masse de l'objet et sa période orbitale, des valeurs qui sont connues également pour les planètes extra-solaires. Dans tous les cas, la définition récente de l'UAI se limite d'elle-même aux objets en orbite autour du Soleil[1].

Annexes

Articles connexes

Liens externes

Notes et références
  1. « The Final IAU Resolution on the definition of "planet" ready for voting (La Résolution finale de la définition de l'UAI d'une planète prête pour le vote) », IAU, (consulté le )
  2. Alan Stern et Harold F. Levison, « Regarding the criteria for planethood and proposed planetary classification schemes (des critères propres au statut de planète et des propositions schématiques de classifications planétaires) », Highlights of Astronomy, vol. 12,‎ , p. 205–213, tel que présenté à la XXIVe Assemblée Générale de l'UAI–2000, à Manchester (UK) du 7 au 18 août 2000 (lire en ligne [PDF])
  3. Steven Soter, « What is a Planet? (Qu'est-ce qu'une planète ?) », (consulté le )
  4. Calculé avec la masse estimée de la ceinture de Kuiper figurant sur Iorio, 2007 de 0,033 de la masse terrestre
  5. Paul Rincon, « Pluto vote 'hijacked' in revolt (Le vote sur Pluton « piraté » dans une atmosphère de révolte) », BBC News, (consulté le )
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