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Astéroïde de type D

groupe d'astéroïdes

Le type D (ou classe D) est un type d'astéroïdes qui apparait dans les trois classifications spectrales usuelles de Tholen (1984), Bus (ou SMASS-II) (1999) et Bus-DeMeo (2009). C'est l'une des petites classes situées en périphérie (dans l'espace des données spectrales) des trois grands « complexes » S, C, et X.

Complexes S, C et X et autres types dans l'espace des composantes 1 et 2 de la classification de Bus.

À fin 2023, la base de données « Small-Body Database » du Jet Propulsion Laboratory compte 1666 astéroïdes pour lesquels le type SMASS-II (classification de Bus) est renseigné, dont 13 astéroïdes appartenant au type D (1 %)[1],[2].

Historique modifier

Le type D a été introduit au début des années 1980 dans le cadre de l'étude de la partie la plus externe de la ceinture principale, jusqu'aux troyens de Jupiter[3]. La lettre D a été choisie en référence au caractère sombre (dark) des objets considérés[3].

Propriétés modifier

Description spectrale modifier

Les astéroïdes de type D sont schématiquement caractérisés par un spectre rouge, sans relief d'absorption, continument croissant sur la zone visible et proche infrarouge, d'abord modérément dans la zone violette puis plus fortement. Ils sont tendanciellement sombres[réf. nécessaire].

Descriptions spectrales originales et prototypes associés

Le tableau ci-dessous regroupe les descriptions spectrales originales, telles que proposées par David J. Tholen, Schelte J. Bus et Francesca E. DeMeo dans les publications décrivant leurs classifications respectives. Il indique également les astéroïdes alors mentionnés comme archétypes.

Les différences de description découlent pour partie des groupements statistiques obtenus mais aussi et surtout des différences de bandes spectrales considérées :

  • 0,34-1,04 μm pour Tholen, soit légèrement élargie côté proche ultraviolet et proche infrarouge ;
  • 0,44-0,92 μm pour Bus, soit resserrée sur la zone visible ;
  • 0,45-2,45 μm pour Bus-DeMeo, soit largement élargie côté infrarouge, permettant la mise en évidence des absorptions vers 1 et 2 μm.

En particulier, la notion de gradient spectral (ou de spectre rouge ou bleu) se réfère toujours à ces bandes spectrales respectives (ou à une partie de celles-ci).

Type Classification Description originale Prototypes
Type D Tholen[4] Albédo faible. Spectre généralement sans relief, neutre à légèrement rouge avant 0,55 μm puis très rouge après 0,55 μm ; les spectres de certains objets tendent à s'aplanir après 0,95 μm.
Bus (SMASS-II)[4],[5] Spectre relativement sans relief, avec un gradient rouge très raide. 1542, 2246, 4744
Bus-DeMeo[6] Profil linéaire, avec un gradient très raide, quelques objets montrant une légère courbure ou un léger coude vers 1,5 μm. 1143, 1542, 3248
 

Hypothèses de composition et de liens avec les météorites modifier

 
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Selon R. Greeley, leur composition de surface pourrait être globalement proche de celle de la lune de Jupiter Callisto[7] et donc constituée de matière carbonée.

Situation dans le Système solaire et hypothèses d'origine modifier

On les trouve dans la ceinture principale extérieure, au niveau du groupe de Hilda et des astéroïdes troyens de Jupiter[réf. nécessaire].

 
Simulation montrant les planètes extérieures et la ceinture planétésimale : a) Configuration initiale, avant que Jupiter et Saturne n'atteignent la résonance 2:1. b) Éparpillement des planétésimaux dans le Système solaire interne après le changement d'orbite de Neptune (bleu foncé) et d'Uranus (bleu clair). c) Éjection de planétésimaux par les planètes[8].

Le modèle de Nice suggère qu'ils sont originaires de la ceinture de Kuiper[9]. Un grand nombre de planétésimaux auraient été capturés dans la partie extérieure de la ceinture principale, à une distance supérieure à 2,6 ua, et dans la région du groupe de Hilda[10]. Ces objets capturés auraient alors subi une érosion induite par des collisions, engendrant le broyage de la population en plus petits fragments qui auraient pu ensuite être déplacés par l'action du vent solaire et de l'effet YORP, éliminant plus de 90 % d'entre eux[10]. La taille et la fréquence de distribution des populations établies par simulation à la suite de l'érosion concordent parfaitement avec les observations astronomiques[10]. Cela suggère que les astéroïdes troyens de Jupiter, Hildas et quelques-uns de la ceinture principale extérieure, ainsi que tous les astéroïdes de type D, sont les planétésimaux restant de cette capture et du processus d'érosion[10]. Ce pourrait aussi être le cas de la planète naine Cérès[9].

Exploration modifier

À ce jour (2023), aucune sonde spatiale n'a survolé d'astéroïde appartenant au type D.

Notes et références modifier

  1. ↑ Moteur de recherche Small-Body Database Search Engine consulté le 23 octobre 2023 avec critère "spec. type (SMASSII) IS DEFINED".
  2. ↑ Indication à interpréter avec précaution au regard du faible nombre d'astéroïdes pour lesquels cette donnée est disponible et des différences notables suivant la classification utilisée.
  3. ↑ a et b (en) Margaret Murphy, « A History of Asteroid Classification », sur Vissiniti.com, (consulté le ).
  4. ↑ a et b (en) Schelte J. Bus, Compositional Structure in the Asteroid Belt: Results of a Spectroscopic Survey (Thèse), Massachusetts Institute of Technology, , 367 p. (lire en ligne).
  5. ↑ (en) Schelte J. Bus, Faith Vilas et M. Antonietta Barucci, « Visible-Wavelength Spectroscopy of Asteroids », dans Asteroids III, Tucson, University of Arizona Press, (ISBN 978-0816522811, Bibcode 2002aste.book..169B), p. 169-182.
  6. ↑ (en) Francesca E. DeMeo, Richard P. Binzel, Stephen M. Slivan et Schelte J. Bus, « An extension of the Bus asteroid taxonomy into the near-infrared », Icarus, vol. 202, no 1,‎ , p. 160-180 (DOI 10.1016/j.icarus.2009.02.005, Bibcode 2009Icar..202..160D).
  7. ↑ (en) R. Greeley, J. E. Klemaszewski, L. Wagner et al., « Galileo views of the geology of Callisto », Planetary and Space Science, vol. 48, no 9,‎ , p. 829–853 (DOI 10.1016/S0032-0633(00)00050-7, Bibcode 2000P&SS...48..829G).
  8. ↑ (en) R. Gomes, H. F. Levison, K. Tsiganis et A. Morbidelli, « Origin of the cataclysmic Late Heavy Bombardment period of the terrestrial planets », Nature, vol. 435,‎ , p. 466 (DOI 10.1038/nature03676, lire en ligne [PDF]).
  9. ↑ a et b (en) William B. McKinnon, « On The Possibility Of Large KBOs Being Injected Into The Outer Asteroid Belt », Bulletin of the American Astronomical Society, vol. 40,‎ (Bibcode 2008DPS....40.3803M).
  10. ↑ a b c et d (en) W. F. Bottke, H. F. Levison, A. Morbidelli et K. Tsiganis, « The Collisional Evolution of Objects Captured in the Outer Asteroid Belt During the Late Heavy Bombardment », 39th Lunar and Planetary Science Conference, no 1391,‎ , p. 1447 (Bibcode 2008LPI....39.1447B).

Voir aussi modifier

Articles connexes modifier

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