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. / Asteroid families are the remnant fragments of asteroids broken apart by collisions. There are only a few known Main Belt (MB) asteroid families with ages greater than 2 Gyr (Brož et al., 2013; Spoto et al., 2015). Estimates based on the family producing collision rate suggest that the lack of > 2 Gyr-old families may be due to a selection bias in classic techniques used to identify families. Family fragments disperse in their orbital elements, semimajor axis, a, eccentricity, e, and inclination, i, due to secular resonances, mean motion resonances, close encounters, secondary collisions and the nongravitational Yarkovsky force. This causes the family fragments to be more difficult to identify with the hierarchical clustering method (HCM), which attempts to find cluster in orbital element space, when applied to family fragments’ elements as the fragments age. We have developed a new technique that is insensitive to the spreading of fragments in e and i by searching for V-shaped correlations of family members in a and asteroid diameter, D. A group of asteroids is identified as a collisional family if its boundary in the a vs. 1/D plane has a characteristic V-shape which is due to the size dependent Yarkovsky effect. The V-shape technique is demonstrated on the known families and families difficult to identify by HCM, and used to discover a 4 Gyr-old family linking most dark asteroids in the inner MB not included in any known family (Delbo' et al., 2017). The 4 Gyr-old family reveals asteroids with D > 35 km that do not belong to any asteroid family implying that they originally accreted from the protoplanetary disk and support recent theories on the formation of asteroids (Morbidelli et al., 2009). The V-shape detection tool is also a powerful analysis method for finding the boundary of an asteroid family and fitting for its shape. Thermal properties of the surfaces of asteroids such as the thermal inertia, Γ, determine the magnitude of the drift rate cause by the Yarkovsky force. Following the proposed anti-correlation between Γ and and D (Delbo' & Tanga, 2009; Delbo' et al., 2015), the Yarkovsky effect may have a more complex D dependence than previously thought, causing the family V-shape boundary to be curved in a vs. 1/D space. The V-shape tool is capable of detecting this curvature on synthetic families and was deployed on >20 families located throughout the MB to find this effect. The curvature of family V-shapes implies on average that the Yarkovsky drift rate scales with D^-(0.8-0.9). We find that there is no correlation between family age and V-shape curvature for families older than 100 Myrs. Additionally, the V-shape curvature decreases for asteroid families with larger a suggesting that the relationship between Γ and D is less anti-correlated in the Outer MB. By examining families <20 Myrs-old with the V-shape technique, we can separate family V-shapes caused by the initial ejection of fragments from those that are caused by the Yarkovsky effect. We constrain the initial velocity of young families by measuring the curvature of their fragments’ V-shape in a vs. 1/D space. We measure the V-shape curvature of 11 asteroid families that are too young for most of their known fragments to have undergone significant evolution in semi-major axis due to the Yarkovsky effect. We find that the majority of asteroid families in our sample have initial ejection velocity fields that scale with 1/D supporting the laboratory impact experiments and computer simulations of disrupting asteroid family parent bodies (Fujiwara et al., 1989; Michel et al., 2001; Durda et al., 2004; Nesvorný et al., 2006). In addition, the difference in curvature between <20 Myr-old families from the curvature of older family V-shapes evolved is independent evidence separating initial ejection velocity V-shapes from Yarkovsky V-shapes.
| Identifer | oai:union.ndltd.org:theses.fr/2018AZUR4035 |
| Date | 30 May 2018 |
| Creators | Bolin, Bryce |
| Contributors | Côte d'Azur, Delbo, Marco, Morbidelli, Alessandro |
| Source Sets | Dépôt national des thèses électroniques françaises |
| Language | English |
| Detected Language | French |
| Type | Electronic Thesis or Dissertation, Text |
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