Unlike the other planets in the Solar System, Uranus is lying on its orbit : its rotation axis is tilted by 97 degrees from the pole of its orbit. The origin of this high obliquity is still poorly understood. This is indeed one of the most intriguing questions concerning the Solar System.

The mechanism generally invoked to solve this problem is a giant collision with an earth-sized protoplanet at the end of the planet formation. But the presence of regular satellites (Miranda, Ariel, Umbriel, Titania, Oberon) whose orbits are almost in the equatorial plane of Uranus suggests rather that Uranus tilting has occurred gradually, and not through a violent collision.

Following this observation, Gwenaël Boué and Jacques Laskar of the Observatoire de Paris, studied the possibility that Uranus can be tilted without collision. They have found that such a tilt could occur during an early phase of the history of the Solar System when planets have migrated up to the orbits that are observed today. The new mechanism supposes that Uranus has owned a massive satellite in the past and that the orbit of Uranus has experienced a period of large inclination.

In the Solar System, the axes of the planets and the poles of their orbits have a precession motion similar to that of a top, they describe a cone. When a planet is in spin-orbit resonance, ie when its axis and its orbit evolve at the same speed, it can be tilted. Today, Uranus axis precesses very slowly, but researchers have shown that the presence of a satellite one hundred times less massive than Uranus located at 50 planet radii can increase the precession rate by a factor 1000 which then allows resonance.

Of course, now Uranus has no such satellite but the researchers assume that the satellite responsible for Uranus tilting was then ejected in a close encounter with a giant planet at the end of the migration phase.

Figure 1 : Exemple d’évolution de l’axe d’Uranus lors d’un basculement dans un repère tournant à la vitesse de précession de son orbite. Le plan xy est le plan de référence. Le pôle de l’orbite se situe dans le plan xz, du côté des x négatifs. Initialement l’axe d’Uranus est aligné avec l’axe z. Durant les phases de résonance, l’axe effectue une rotation autour de l’axe x, sinon il effectue une rotation autour de l’axe z. Dans cette simulation, il y a deux périodes de résonance (courbe noire, puis verte + rouge) séparées par une évolution non résonante (courbe bleue). A la fin du basculement l’axe est incliné de plus de 80 degrés et sort de la résonance, l’obliquité reste stable (courbe cyan).

To verify this scenario, Gwenaël Boué and Jacques Laskar made 10,000 numerical simulations of the migration of the giant planets, following the model developed by researchers at the Nice Observatory. In these migrations, the order of the planets is sometimes modified, and they have kept only those where the final order of the planets corresponds to the current Solar System. They then selected scenarios in which the orbital inclination of Uranus is large enough to allow the tilt. By setting the threshold to 17 degrees, and after having rejected the simulations leading to systems too unstable, there remained only 17 simulations of the planetary System. Then, for each of these planetary migration scenarios, they simulated the presence of the new satellite. In 2% of cases, this new satellite allows Uranus tilting and is then ejected by a close encounter with one of the other giant planets.

This scenario does not only explain why Uranus is lying on its orbit, but it also solves the problem of the missing satellite raised by recent theories of satellite formation.

Reference

G. Boué J. Laskar : A collisionless scenario for Uranus tilting, 2010, ApJL, in press Contact Gwenaë l Boué (Observatoire de Paris, IMCCE, et CNRS)

Jacques Laskar (Observatoire de Paris, IMCCE, et CNRS)

Dernière modification le 4 mars 2013

Contrairement aux autres planètes du Système solaire, Uranus est couchée sur son orbite : son axe de rotation est incliné de 97 degrés par rapport au pôle de son orbite. L’origine de cette forte obliquité est encore mal comprise. Cela constitue même l’une des questions les plus intrigantes concernant le Système solaire.

Le mécanisme généralement invoqué pour résoudre ce problème, est une collision géante avec une protoplanète de la taille de la Terre à la fin de la formation de la planète. Mais la présence des satellites réguliers (Miranda, Ariel, Umbriel, Titania, Obéron) qui évoluent sur des orbites qui se trouvent pratiquement dans le plan équatorial d’Uranus suggère plutôt que le basculement d’Uranus a eu lieu progressivement, et non pas à la suite d’une collision violente.

C’est sur ce constat que Gwenaël Boué et Jacques Laskar, de l’Observatoire de Paris, ont étudié la possibilité qu’Uranus puisse basculer sans collision. Ils ont trouvé qu’un tel basculement a pu se produire pendant une phase précoce de l’histoire du Système solaire, au moment où les planètes ont migré jusqu’à décrire les orbites que l’on observe aujourd’hui. Le nouveau mécanisme suppose qu’Uranus a possédé un satellite massif dans le passé et que l’orbite Uranus a connu une période de forte inclinaison.

Dans le Système solaire, les axes des planètes ainsi que les pôles des orbites ont un mouvement de précession similaire à celui d’une toupie, ils décrivent un cône. Lorsqu’une planète est en résonance spin-orbite, c’est-à-dire quand son axe et son orbite évoluent à la même vitesse, elle peut basculer. Aujourd’hui, l’axe d’Uranus précesse très lentement, mais les chercheurs ont montré que la présence d’un satellite d’un centième de la masse d’Uranus situé à 50 rayons de la planète peut augmenter cette vitesse de précession d’un facteur 1000 ce qui permet alors la résonance.

Bien sûr, aujourd’hui Uranus ne possède pas de tel satellite mais les chercheurs supposent que le satellite qui a permis le basculement d’Uranus a été ensuite éjecté lors d’une rencontre proche avec une planète géante vers la fin de la phase de migration.

Figure 1 : Exemple d’évolution de l’axe d’Uranus lors d’un basculement dans un repère tournant à la vitesse de précession de son orbite. Le plan xy est le plan de référence. Le pôle de l’orbite se situe dans le plan xz, du côté des x négatifs. Initialement l’axe d’Uranus est aligné avec l’axe z. Durant les phases de résonance, l’axe effectue une rotation autour de l’axe x, sinon il effectue une rotation autour de l’axe z. Dans cette simulation, il y a deux périodes de résonance (courbe noire, puis verte + rouge) séparées par une évolution non résonante (courbe bleue). A la fin du basculement l’axe est incliné de plus de 80 degrés et sort de la résonance, l’obliquité reste stable (courbe cyan).

Pour vérifier ce scénario, Gwenaël Boué et Jacques Laskar ont effectué 10000 simulations numériques de la migration des planètes géantes, en suivant le modèle mis au point par les chercheurs de l’Observatoire de Nice. Dans ces migrations, l’ordre des planètes est parfois modifié, et ils n’ont gardé que celles où l’ordre final des planètes correspond au système actuel. Ils ont ensuite sélectionné les scénarios dans lesquels l’inclinaison d’Uranus est suffisamment grande pour permettre le basculement. En fixant ce seuil à 17 degrés, et après avoir écarté les simulations conduisant à des systèmes trop instables, il ne restait plus que 17 simulations du Système planétaire en lice. Pour chacun de ces scénarios de migration planétaire, ils ont ensuite simulé la présence du nouveau satellite. Dans 2 % des cas, ce nouveau satellite permet alors le basculement d’Uranus et est ensuite éjecté par une rencontre proche avec une des autres planètes géantes.

Ce scénario permet d’expliquer non seulement pourquoi Uranus est couché sur son orbite, mais il résout aussi le problème du satellite manquant évoqué par des théories récentes de formation de satellites.

Référence

G. Boué J. Laskar : A collisionless scenario for Uranus tilting, 2010, ApJL, in press Contact Gwenaë l Boué (Observatoire de Paris, IMCCE, et CNRS)

Jacques Laskar (Observatoire de Paris, IMCCE, et CNRS)

Dernière modification le 22 février 2013