Thèse soutenue

Identification de familles d’astéroïdes âgées de plus de 2 milliards d’années

FR  |  
EN
Auteur / Autrice : Bryce Bolin
Direction : Marco DelboAlessandro Morbidelli
Type : Thèse de doctorat
Discipline(s) : Sciences de la planète et de l'univers
Date : Soutenance le 30/05/2018
Etablissement(s) : Université Côte d'Azur (ComUE)
Ecole(s) doctorale(s) : École doctorale Sciences fondamentales et appliquées (Nice ; 2000-....)
Partenaire(s) de recherche : établissement de préparation : Université de Nice (1965-2019)
Laboratoire : Laboratoire Joseph-Louis Lagrange (Nice, Alpes-Maritimes ; 2012-....) - Joseph Louis LAGRANGE
Jury : Président / Présidente : Cécile Engrand
Examinateurs / Examinatrices : Cécile Engrand, Miroslav Brož, Kleomenios Tsiganis, Paolo Tanga

Mots clés

FR  |  
EN

Mots clés contrôlés

Résumé

FR  |  
EN

Actuellement, on recense peu de familles d’astéroïdes de la ceinture principale (Main Belt, MB) âgés de plus de 2 milliards d’années (Brož et al., 2013; Spoto et al., 2015). Ceci serait le résultat d’un biais observationnel, dû aux techniques classiques utilisées pour l’identification des familles. En effet, la technique dite “Hierarchical Clustering Method” (HCM) identifie les membres des familles par leur proximit é dans l’espace des éléments orbitaux demi-grand axe (a), excentricité (e) et inclinaison (i). Or, les d’astéroïdes se dispersent lentement dans cet espace à cause de résonances séculaires et d’une force non-gravitationnelle dénommée «effet Yarkovsky». Ceci rend la méthode HCM de moins en moins efficace pour des familles d’âges de plus en plus élevées. Nous avons développé une nouvelle mèthode qui est insensible à la dispersion des membres des familles en e et i, car elle identifie les familles par leur forme caractéristique en «V» dans l’espace a; 1/D, oú D est le diamètre de l’astéroïde. Cette forme est due à la vitesse d’éjection initiale des membres de la famille par rapport au corps parent et à la dépendance approximative en 1/D de l’effet Yarkovsky qui disperse la famille en demi-grand axe au cours du temps. Cette méthode du ‘V-shape’ a été testée sur des familles connues, dont certaines difficilement identifiables par la méthode HCM. De plus, avec notre méthode nous avons découvert une famille de plus de 4 milliards d’années, reliant la plupart des astéroïdes sombres de la ceinture interne qui ne sont pas déjà inclus dans une famille connue (Delbo' et al., 2017). Seuls des astéroïdes avec diamètre D >50 km n’appartiennent à aucune famille et sont donc primordiaux. Cela implique que les astéroïdes primordiaux étaient assez gros, en accord avec les théories récentes sur la formation des planétésimaux dans le disque protplanétaire (Morbidelli et al., 2009). La méthode «V-shape» représente également une méthode d’analyse puissante pour trouver la frontière d’une famille d’astéroïdes dans le plan a; 1/D et pour calculer précisément sa courbure. Les propriétés thermiques des surfaces d’astéroïdes, telles que l’inertie thermique Γ, déterminent la magnitude de l’effet Yarkovsky. Or, Γ est statistiquement anti-corrélé avec D (Delbo' & Tanga, 2009; Delbo' et al., 2015). Par conséquent, l’effet de Yarkovsky peut avoir une dépendance non linéaire en 1/D, causant la courbure de la frontière de la famille dans le plan a; 1/D. L’outil de ‘V-shape’ est capable de détecter cette courbure sur des familles synthétiques et a été utilisé pour plus de 20 vieilles familles de la ceinture principale pour mesurer cet effet. La courbure mesurée implique qu’en moyenne l’effet Yarkovsky est proportionnel à D^-0.8. Il est constaté qu’il n’y a pas de corrélation entre l’âge de la famille et la courbure de sa frontière pour des familles âgées de plus de 100 millions d’années environ. De plus, la courbure en ‘V-shape’ diminue pour les familles à plus grand demi-grand axe, ce qui implique que relation entre Γ et D est moins anti-corrélée dans la ceinture externe que dans la ceinture interne. En examinant des familles âgées de moins de 20 millions d’années par la méthode du ‘V-shape’, nous pouvons étudier les familles dont la forme en «V» est causées par la vitesse initiale d’éjection des fragments et non pas par l’effet de Yarkovsky. Pour ces familles nous avons montré qu’il n’y a pas de courbure, ce qui implique que la vitesse initiale d’éjection des fragments est proportionnelle à 1/D, comme prédit par les expériences d’impact en laboratoire et les simulations numériques de fragmentation (Fujiwara et al., 1989; Michel et al., 2001; Durda et al., 2004; Nesvorný et al., 2006). La différence de courbure entre les familles de moins de 20 millions d’années et les familles plus âgées est une preuve indépendante que la dispersion en demi-grand axe des vieilles familles est dominèe par l’effet Yarkovsky.