Famille de planètes mineures

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Ne pas confondre avec Groupe de planètes mineures.
Principales familles de la ceinture d'astéroïdes mises en évidence à travers le demi-grand axe propre et l'inclinaison propre.

Une famille de planètes mineures, famille d'astéroïdes, famille de Hirayama, ou encore famille collisionnelle, est un ensemble de planètes mineures qui partagent des éléments orbitaux similaires (tels que le demi-grand axe, l'excentricité ou l'inclinaison orbitale) et qui sont supposés être des fragments de collisions passées entre astéroïdes.

Ces familles se rencontrent notamment au sein de la ceinture principale d'astéroïdes, ce qui explique que le terme famille d'astéroïdes soit le plus courant. Les découvertes de familles parmi les troyens de Jupiter et, en 2006, au sein de la ceinture de Kuiper conduisent progressivement à généraliser le concept à celui de famille de planètes mineures.

Cette notion de famille est à distinguer de celle de groupe. Il s'agit dans les deux cas d'ensembles de planètes mineures partageant des propriétés orbitales voisines mais les groupes découlent seulement de phénomènes dynamiques (et non de collisions) et jouent un rôle plus structurant dans la disposition des planètes mineures au sein du Système solaire.

Histoire[modifier | modifier le code]

L'astronome japonais Kiyotsugu Hirayama (1874–1943) fut le premier à estimer les éléments propres des astéroïdes, ce qui lui permit de mettre en évidence plusieurs des principales familles en 1918[1]. Il identifia en premier la famille de Coronis, la famille d'Éos, et la famille de Thémis, puis plus tard reconnut aussi les familles de Flore et de Maria.

Eléments orbitaux propres[modifier | modifier le code]

De manière stricte, l'adhésion d'un astéroïde à une famille donnée se fait par l'analyse de ses éléments orbitaux propres, plutôt que par ses éléments orbitaux osculateurs, ces derniers variant régulièrement sur des échelles de temps de plusieurs dizaines de milliers d'années. Les éléments orbitaux propres sont quant à eux des constantes liées au mouvement censées rester quasi constantes sur des périodes d'au moins plusieurs dizaines de millions d'années.

Comparaison des paramètres orbitaux osculateurs (à gauche) et des paramètres orbitaux propres (à droite) faisant apparaître les familles d'astéroïdes.

Familles de la ceinture principale d'astéroïdes[modifier | modifier le code]

Une étude[2] publiée en 2015 recense 122 familles regroupant au total près du quart des astéroïdes de la ceinture (environ 100 000 des 398 000 astéroïdes numérotés au moment de l'étude). Cette étude propose par ailleurs une nouvelle nomenclature basée sur une numérotation visant à uniformiser les usages.

Famille de NysaFamille de VestaFamille de FloreFamille d'ÉosFamille de CoronisFamille d'EunomieFamille d'HygieFamille de ThémisFamille de HungariaAutres familles: 21 500 (5,4 %)Fond: 295 000 (74 %)Circle frame.svg
Part des principales familles au sein de la ceinture d'astéroïdes (jusqu'au numéro 398 000)[2]

Le tableau ci-dessous liste quelques familles classiquement distinguées au sein de la ceinture principale d'astéroïdes.

Famille Demi-grand axe (ua) Excentricité Inclinaison (°) Nombre de membres connus Origine
Adeona 65 (145) Adeona
Famille d'Astrid 10 (1128) Astrid
Bower,

Endymion

10 - 15 (1639) Bower
Brasilia 14 (293) Brasilia
Cérès,

Minerve

88 (1) Cérès

(93) Minerve

Chloris 24 (410) Chloris
Dora 78 (668) Dora
Érigone 45 (163) Érigone
Éos 2,99 - 3.03 0,01 - 0,13 8 - 12 480 (221) Éos
Eunomie 2,5 - 2,75 0,1 - 0,2 13 - 20 370 (15) Eunomie
Flore,

Ariadne

2,1 - 2,3 < 11 590 (8) Flore

(43) Ariane

Hygie 150 (10) Hygie
Karin 39 (832) Karin
Coronis 2,83 - 2,91 < 0,11 < 3,5 310 (158) Coronis
Lydie 38 (110) Lydie
Maria 2,5 - 2,706 12 - 17 80 (170) Maria
Massalia 47 (20) Massalia
Mélibée 15 (137) Mélibée
Merxia 25 - 30 (808) Merxia
Misa 26 (569) Misa
Naëma 6 ou 7 (845) Naëma
Némésis,

Concordia

29 (128) Némésis

(58) Concorde

Nysa,

Hertha

2,41 - 2,5 0,12 - 0.21 1,5 - 4,3 375 (44) Nysa

(135) Hertha

Rafita 22 (1644) Rafita
Thémis 3,08 - 3,24 0,09 - 0,22 < 3 535 (24) Thémis
Veritas,

Ondine

29 (490) Veritas

(92) Ondine

Vesta 235 (4) Vesta

Familles de troyens de Jupiter[modifier | modifier le code]

L'étude des familles parmi les troyens de Jupiter est plus délicate qu'au sein de la ceinture d'astéroïdes du fait du confinement des troyens autour des points de Lagrange L4 ou L5 (la limitation de l'espace des phases conduit à une superposition des familles)[3]. Cependant, des études publiées en 1989 et 1993 recensent une douzaine de familles potentielles[3]. Les mieux cernées se limitent alors juste à des paires d'astéroïdes s'éloignant lentement l'un de l'autre. Des études plus récentes ont permis d'affiner la connaissance de ces familles. La famille d'Eurybate (environ 200 membres) et la famille d'Ennomos (environ 30 membres) compte parmi les mieux caractérisées[4],[2].

Familles de la ceinture de Kuiper[modifier | modifier le code]

La famille de Hauméa est la première famille identifiée, en 2006, au sein de la ceinture de Kuiper[5],[6]. Elle reste en 2013 la seule famille clairement identifiée. Elle compte une dizaine de membres dont sans doute les deux petites lunes de Hauméa. Une étude publiée en 2008 estime plus probable que l'origine de cette famille soit un choc entre deux objets épars de forte excentricité plutôt qu'entre deux objets de la ceinture de Kuiper elle même[7].

Articles connexes[modifier | modifier le code]

Références[modifier | modifier le code]

  1. (ru) « Hirayama family »,
  2. a b et c (en) David Nesvorny, Miroslav Broz et Valerio Carruba, « Identification and Dynamical Properties of Asteroid Families », arXiv, no 1502.01628v1,‎ (lire en ligne)
  3. a et b (en) David C. Jewitt, Scott Sheppard et Carolyn Porco, « Jupiter's Outer Satellites and Trojans », dans F. Bagenal, T.E. Dowling, W.B. McKinnon, Jupiter: The Planet, Satellites and Magnetosphere, Cambridge University Press (lire en ligne)
  4. (en) M. Broz et J. Rozehnal, « Eurybates — the only asteroid family among Trojans? », arXiv, no 1109:1109v1,‎ (lire en ligne)
  5. (en) Kristina Barkume, M.E. Brown et E.L. Schaller, « Discovery of a Collisional Family in the Kuiper Belt », Bulletin of the American Astronomical Society, vol. Vol. 38,‎ (résumé)
  6. (en) Michael E. Brown, Kristina M. Markume, Darin Ragozzine et Emily L. Schaller, « A collisional family of icy objects in the Kuiper belt », Nature, vol. 446, no 7133,‎ (résumé)
  7. (en) Harold F. Levison, Morbidelli Alessandro, David Vokrouhlicky et William Bottke, « On a Scattered-Disk Origin for the 2003 El61 Collisional Family - an Example of the Importance of Collisions on the Dynamics of Small Bodies », arXiv, no 0809.0553v1,‎ (lire en ligne)