Famille d'astéroïdes - Asteroid family

Les familles d'astéroïdes deviennent visibles sous forme de concentrations distinctes lorsque les astéroïdes sont tracés dans l' espace approprié des éléments orbitaux ( i _p vs a _p ). Certaines familles importantes sont les familles Vesta , Eunomia , Koronis , Eos et Themis situées dans différentes régions (colorées) de la ceinture d'astéroïdes .

Une famille d'astéroïdes est une population d' astéroïdes qui partagent des éléments orbitaux propres similaires , tels que le demi-grand axe , l' excentricité et l' inclinaison orbitale . On pense que les membres des familles sont des fragments de collisions d'astéroïdes passées . Une famille d'astéroïdes est un terme plus spécifique que groupe d'astéroïdes dont les membres, tout en partageant certaines caractéristiques orbitales générales, peuvent être par ailleurs sans rapport les uns avec les autres.

Les propriétés générales

Tracé de l' inclinaison appropriée par rapport à l' excentricité pour les astéroïdes numérotés

Les grandes familles importantes contiennent plusieurs centaines d'astéroïdes reconnus (et de nombreux autres objets plus petits qui peuvent être soit pas encore analysés, soit pas encore découverts). Les petites familles compactes peuvent n'avoir qu'une dizaine de membres identifiés. Environ 33 % à 35 % des astéroïdes de la ceinture principale sont des membres de la famille.

Il existe environ 20 à 30 familles reconnues de manière fiable, avec plusieurs dizaines de groupements moins certains. La plupart des familles d'astéroïdes se trouvent dans la ceinture principale d'astéroïdes , bien que plusieurs groupes familiaux tels que la famille Pallas , la famille Hungaria et la famille Phocaea se situent sur un axe semi-grand plus petit ou sur une inclinaison plus grande que la ceinture principale.

Une famille a été identifiée associée à la planète naine Haumea . Certaines études ont tenté de trouver des preuves de familles de collisions parmi les astéroïdes troyens , mais à l'heure actuelle, les preuves ne sont pas concluantes.

Origine et évolution

On pense que les familles se forment à la suite de collisions entre astéroïdes. Dans de nombreux ou la plupart des cas, le corps parental a été brisé, mais il existe également plusieurs familles résultant d'un grand événement de cratère qui n'a pas perturbé le corps parental (par exemple, les familles Vesta , Pallas , Hygiea et Massalia ). De telles familles de cratères se composent généralement d'un seul grand corps et d'un essaim d'astéroïdes beaucoup plus petits. Certaines familles (par exemple la famille Flora ) ont des structures internes complexes qui ne sont pas expliquées de manière satisfaisante pour le moment, mais peuvent être dues à plusieurs collisions dans la même région à des moments différents.

En raison de la méthode d'origine, tous les membres ont des compositions étroitement assorties pour la plupart des familles. Les exceptions notables sont les familles (telles que la famille Vesta ) qui se sont formées à partir d'un grand corps parental différencié .

On pense que les familles d'astéroïdes ont des durées de vie de l'ordre d'un milliard d'années, en fonction de divers facteurs (par exemple, les plus petits astéroïdes sont perdus plus rapidement). C'est nettement plus court que l'âge du système solaire, donc peu ou pas de reliques du système solaire primitif. La désintégration des familles se produit à la fois à cause de la lente dissipation des orbites due aux perturbations de Jupiter ou d'autres grands corps, et à cause des collisions entre les astéroïdes qui les réduisent en petits corps. Ces petits astéroïdes deviennent alors sujets à des perturbations telles que l' effet Yarkovsky qui peuvent les pousser vers des résonances orbitales avec Jupiter au fil du temps. Une fois là-bas, ils sont éjectés relativement rapidement de la ceinture d'astéroïdes. Des estimations d'âge provisoires ont été obtenues pour certaines familles, allant de centaines de millions d'années à moins de plusieurs millions d'années comme pour la famille compacte Karin . On pense que les vieilles familles contiennent peu de petits membres, et c'est la base de la détermination de l'âge.

On suppose que de nombreuses familles très anciennes ont perdu tous les membres plus petits et moyens, ne laissant intacts que quelques-uns des plus grands. Un exemple suggéré de ces vieux restes familiaux est la paire 9 Métis et 113 Amalthea . Une preuve supplémentaire d'un grand nombre de familles passées (maintenant dispersées) provient de l'analyse des rapports chimiques dans les météorites de fer . Ceux-ci montrent qu'il doit y avoir eu autrefois au moins 50 à 100 corps parents assez grands pour être différenciés, qui ont depuis été brisés pour exposer leurs noyaux et produire les météorites réelles (Kelley & Gaffey 2000).

Identification des membres, des intrus et des astéroïdes de fond

Lorsque les éléments orbitaux des astéroïdes de la ceinture principale sont tracés (généralement inclinaison par rapport à l' excentricité ou par rapport au demi-grand axe ), un certain nombre de concentrations distinctes sont observées par rapport à la distribution plutôt uniforme des astéroïdes de fond non familiaux . Ces concentrations sont les familles d'astéroïdes (voir ci - dessus ) . Les intrus sont des astéroïdes classés comme membres de la famille sur la base de leurs éléments orbitaux dits propres mais ayant des propriétés spectroscopiques distinctes de la majeure partie de la famille, ce qui suggère qu'ils, contrairement aux vrais membres de la famille, ne proviennent pas du même corps parent qui s'est autrefois fragmenté. lors d'un impact de collision.

La description

Comparaison : éléments orbitaux keplériens osculateurs à gauche (familles indiscernables) vs éléments propres à droite (familles visibles).

À proprement parler, les familles et leurs membres sont identifiés en analysant les éléments orbitaux appropriés plutôt que les éléments orbitaux osculateurs actuels , qui fluctuent régulièrement sur des échelles de temps de dizaines de milliers d'années. Les éléments appropriés sont des constantes de mouvement liées qui restent presque constantes pendant au moins des dizaines de millions d'années, et peut-être plus longtemps.

L' astronome japonais Kiyotsugu Hirayama (1874-1943) a été le premier à estimer les éléments appropriés pour les astéroïdes et a identifié pour la première fois plusieurs des familles les plus importantes en 1918. En son honneur, les familles d'astéroïdes sont parfois appelées familles Hirayama . Cela s'applique particulièrement aux cinq groupes importants découverts par lui.

Méthode de regroupement hiérarchique

Les recherches assistées par ordinateur actuelles ont identifié plus d'une centaine de familles d'astéroïdes . Les algorithmes les plus importants ont été la méthode de regroupement hiérarchique ( HCM ), qui recherche des groupements avec de petites distances de plus proche voisin dans l'espace des éléments orbitaux, et l'analyse par ondelettes, qui construit une carte de densité d'astéroïdes dans l'espace des éléments orbitaux, et recherche pics de densité.

Les limites des familles sont quelque peu vagues car sur les bords, elles se fondent dans la densité de fond des astéroïdes de la ceinture principale. Pour cette raison, le nombre de membres, même parmi les astéroïdes découverts, n'est généralement connu qu'approximativement, et l'appartenance est incertaine pour les astéroïdes proches des bords.

De plus, certains intrus de la population d'astéroïdes de fond hétérogène sont attendus même dans les régions centrales d'une famille. Étant donné que les vrais membres de la famille causés par la collision devraient avoir des compositions similaires, la plupart de ces intrus peuvent en principe être reconnus par des propriétés spectrales qui ne correspondent pas à celles de la majeure partie des membres de la famille. Un exemple frappant est 1 Ceres , le plus gros astéroïde, qui est un intrus dans la famille autrefois nommée d'après lui (la famille Ceres , maintenant la famille Gefion ).

Les caractéristiques spectrales peuvent également être utilisées pour déterminer l'appartenance (ou non) des astéroïdes dans les régions externes d'une famille, comme cela a été utilisé par exemple pour la famille Vesta , dont les membres ont une composition inhabituelle.

Types de famille

Comme mentionné précédemment, les familles causées par un impact qui n'a pas perturbé le corps parent mais seulement des fragments éjectés sont appelées familles de cratères . Une autre terminologie a été utilisée pour distinguer divers types de groupes qui sont moins distincts ou moins certains statistiquement des « familles nominales » (ou grappes ) les plus importantes .

Groupes, bouquets, clans et tribus

Le terme amas est également utilisé pour décrire une petite famille d'astéroïdes, comme l' amas Karin . Les touffes sont des groupements qui ont relativement peu de membres mais sont clairement distincts de l'arrière-plan (par exemple la touffe Juno ). Les clans sont des groupements qui se fondent très progressivement dans la densité d'arrière-plan et/ou ont une structure interne complexe, ce qui rend difficile de décider s'il s'agit d'un groupe complexe ou de plusieurs groupes superposés sans rapport (par exemple, la famille Flora a été appelée un clan). Les tribus sont des groupes qui sont moins certains d'être statistiquement significatifs dans le contexte, soit en raison d'une faible densité ou d'une grande incertitude dans les paramètres orbitaux des membres.

Lister

Familles en vue

•   Nysa : 19 073 (4,8 %)
•   Vesta : 15 252 (3,8 %)
•   Flore : 13 786 (3,5%)
•   Éos : 9 789 (2,5%)
•   Couronnes : 5 949 (1,5%)
•   Eunomie : 5 670 (1,4%)
•   Hygiène : 4 854 (1,2%)
•   Thémis : 4 782 (1,2%)
•   Hongrie : 2 965 (0,7%)
•   Toutes les autres familles : 21 500 (5,4 %)
•   Contexte : 295 000 (74,0%)

Répartition des familles les plus importantes, des autres familles et des astéroïdes d'arrière - plan (jusqu'au nombre 398 000)

Parmi les nombreuses familles d'astéroïdes, les familles Eos , Eunomia , Flora , Hungaria , Hygiea , Koronis , Nysa , Themis et Vesta sont les plus importantes de la ceinture d'astéroïdes . Pour une liste complète, voir § Toutes les familles .

Famille Eos

La famille Eos ( adj. Eoan ; 9 789 membres, du nom de 221 Eos )

Famille Eunomia

La famille Eunomia ( adj. Eunomian ; 5 670 membres connus, du nom de 15 Eunomia ) est une famille d' astéroïdes de type S . C'est la famille la plus importante de la ceinture d'astéroïdes intermédiaire et la 6e plus grande famille avec environ 1,4% de tous les astéroïdes de la ceinture principale.

Famille Flore

La famille Flora ( adj. Florian ; 13 786 membres, du nom de 8 Flora ) est la 3ème plus grande famille. De vaste étendue, il n'a pas de limites claires et s'estompe progressivement dans la population de fond environnante . Plusieurs groupements distincts au sein de la famille, éventuellement créés par des collisions secondaires ultérieures. Il a également été décrit comme un clan d'astéroïdes .

Famille hongroise

La famille Hungaria ( adj. hongrois ; 2 965 membres, du nom de 434 Hungaria )

Famille Hygiea

La famille Hygiea ( adj. Hygiean ; 4 854 membres, du nom de 10 Hygiea )

La famille Koronis

La famille Koronis ( adj. Koronian ; 5 949 membres, du nom de 158 Koronis )

Famille Nysa

La famille Nysa ( adj. Nysian ; 19 073 membres, du nom de 44 Nysa ). Alternativement nommée famille Hertha après 135 Hertha .

Famille Thémis

La famille Themis ( adj. Themistian ; 4 782 membres, du nom de 24 Themis )

Famille Vesta

La famille Vesta ( adj. Vesta ; 15 252 membres, du nom de 4 Vesta )

Toutes les familles

En 2015, une étude a identifié 122 familles notables avec un total d'environ 100 000 astéroïdes membres, sur la base de l'ensemble du catalogue des planètes mineures numérotées , qui se composait de près de 400 000 corps numérotés à l'époque (voir l' index du catalogue pour une liste actuelle des planètes mineures numérotées ) . Les données ont été mises à disposition sur le "Small Bodies Data Ferret". La première colonne de ce tableau contient le numéro d'identification de famille ou numéro d'identification de famille ( FIN ), qui est une tentative d'étiquetage numérique des familles identifiées, indépendamment de leur nom actuellement utilisé, car le nom d'une famille peut changer avec des observations affinées, conduisant à plusieurs noms utilisés dans la littérature et à la confusion qui s'ensuit.

Autres familles ou groupes dynamiques

Les autres familles d'astéroïdes provenant de sources diverses (non répertoriées dans le tableau ci-dessus ), ainsi que les familles non astéroïdes comprennent :

Voir également

• Éléments orbitaux appropriés
• Catégorie:Groupes et familles d'astéroïdes

Les références

Lectures complémentaires

Liens externes

• Système de données planétaires - Ensemble de données sur les familles d'astéroïdes , selon l'analyse de Zappalà 1995.
• Derniers calculs des éléments propres pour les planètes mineures numérotées à astDys .
• Groupes d'astéroïdes (et de comètes) archivés le 2021-02-05 à la Wayback Machine par Petr Scheirich (avec d'excellents tracés).
• Portail des familles d'astéroïdes