Modélisation de l'origine de la ceinture de Kuiper

Modeling the origin of the Kuiper belt

• Auteur / Autrice : Daniel Baguet
• Direction : Jean-Marc Petit
• Type : Thèse de doctorat
• Discipline(s) : Astrophysique
• Date : Soutenance le 08/01/2020
• Etablissement(s) : Bourgogne Franche-Comté
• Ecole(s) doctorale(s) : École doctorale Carnot-Pasteur (Besançon ; Dijon ; 2012-....)
• Partenaire(s) de recherche : Laboratoire : Institut UTINAM (Univers, transport, interfaces, nanostructures, atmosphère et environnement, molécules) (Besançon)
• Partenaire(s) de recherche : Etablissement de préparation : Université de Franche-Comté (1971-....)
• Jury : Président / Présidente : Alessandro Morbidelli
• Jury : Examinateurs / Examinatrices : Jean-Marc Petit, Alessandro Morbidelli, Hervé Beust, Anne Lemaître, Elena Lega, Marc Fouchard
• Jury : Rapporteurs / Rapporteuses : Hervé Beust

Mots clés

Mots clés contrôlés

Système solaire

Mécanique céleste

Mots clés libres

Mécanique céleste

Système solaire

Ceinture de Kuiper

Celestial mechanics

Solar system

Kuiper belt

Résumé

La population dynamiquement chaude de la ceinture de Kuiper se caractérise par une large distribution des inclinaisons tandis que la population dynamiquement froide présente des inclinaisons plus petites et une distribution plus étroite. Afin de reproduire la différence entre ces deux populations, les modèles d'évolution dynamique actuels considèrent qu'elles sont originaires de deux régions différentes. La population chaude est issue principalement d'un disque massif de planétésimaux, s'étendant de la position primordiale de la planète la plus externe jusqu'à 30 ua. Quant à elle, la population froide s'est formée in situ, à partir d'un disque beaucoup plus léger, s'étendant au-delà de 30 ua. Dans les intégrations numériques actuelles visant à la reproduire, l'action du disque massif sur les planètes géantes se fait généralement par le moyen d'une migration forcée des demi-grands axes et un amortissement des excentricités et des inclinaisons, tandis que l'action sur le disque léger est toujours négligée. Les effets séculaires de précessions des longitudes du périhélie et des longitudes du nœud ne sont donc pas pris en compte, ce qui mène à une représentation incorrecte des positions des résonances séculaires. Nous visons donc à introduire cette action dans la théorie séculaire linéaire afin de déterminer les positions des résonances séculaires linéaires. Sous l'effet du disque massif, le moment cinétique total des planètes géantes n'est pas conservé et a un mouvement de précession. Sa fréquence de précession permet l'apparition d'une résonance séculaire nodale qui a pu être située dans la région de la population froide actuelle, lorsque les planètes géantes étaient dans leur configuration compacte avant leur migration.

The dynamically hot population of the Kuiper belt is characterized by a broad inclination distribution whereas the dynamically cold population shows smaller inclinations and a narrower distribution. In order to reproduce the difference between those two populations, current dynamical evolution models consider that they originated from two distinct regions. The hot population mainly stemmed from a massive planetesimal disk extending from the primordial position of the outermost planet to 30 au. The cold population formed in situ, from a light disk extending beyond 30 au. In current numerical integrations aiming to reproduce it, the action of the massive disk on the giant planets is mainly performed through a forced migration of the semi-major axes and a damping of the eccentricities and inclinations, whereas the action on the light disk is always neglected. The secular effects of the precessions of the longitudes of the perihelion and of the longitudes of the node, are thus not included, leading to a wrong representation of the positions of the secular resonances. Therefore, we aim to introduce this action in the linear secular theory in order to determine the positions of the linear secular resonances. Under the effect of the massive disk, the total angular momentum of the giant planets is not conserved and has a motion of precession. Its frequency allows the apparition of a nodal secular resonance which may have been located in the region of the current cold population, when the giant planets were in their compact configuration before their migration.