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groupe d'astéroïdes De Wikipédia, l'encyclopédie libre
Dans le cadre de l'étude spectrale des astéroïdes, le complexe C (antérieurement groupe C ou, de manière courante mais ambigüe, classe C ou type C) et le type C sont deux notions distinctes utilisées par plusieurs classifications spectrales.
La notion de classe C (et son opposition à celle de classe S) est l'une des plus anciennes encore utilisées aujourd'hui. Elle a été introduite en 1975 dans l'article fondateur de Clark R. Chapman, David Morrison et Ben H. Zellner qui proposait une classification en trois classes C (carbonaceous, rapprochée des météorites carbonées), S (stony-metallic, rapprochée des météorites ferro-pierreuses) et U (unclassified, pour les objets sortant du cadre proposé)[1].
Cette notion large de classe ou type C est aujourd'hui généralement remplacée par celle de complexe C. Celle-ci est explicitement apparue dans la classifications de Bus (ou SMASS-II) en 1999, conjointement à celles de complexe S et de complexe X, et correspond à un ensemble de plusieurs types apparentés distingués au sein de la classe C originelle. Dans les classifications de Bus (1999) et de Bus-DeMeo (2009), on y retrouve un type C situé au cœur du complexe (dans l'espace des propriétés spectrales), le type B, et d'autres types (ou sous-types) notés par un système à deux lettres (Cg par exemple). La classification de Tholen (1984) avait de son côté généré une notion de groupe C rétrospectivement équivalente au complexe C, mais avec une subdivision très différente comprenant également des types C et B (qui ne se recouvrent que partiellement avec ceux de Bus ou Bus-DeMeo) ainsi que des types F et G.
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 421 astéroïdes appartenant au complexe C (25 %)[2],[3].
| Classification | Ensemble | Types associés | Remarques |
|---|---|---|---|
| Tholen | Groupe C | B, C, F, G |
|
| Bus (SMASS-II) | Complexe C | B, C, Cb, Cg, Cgh, Ch |
|
| Bus-DeMeo |
Une opposition fondamentale distingue :
Dans ce cadre, le complexe C se distingue du complexe X par un gradient tendanciellement moins rouge dans le visible, voire bleu, et par d'éventuelles spécificités plus fines propres à tel ou tel type et différentes suivant la classification (albédo et absorptions dans l'ultraviolet pour Tholen, petites marques d'absorption pour Bus ou Bus-DeMeo, évolutions dans l'infrarouge pour Bus-DeMeo).
Ces astéroïdes sont très sombres (albédo autour de 0,03)[réf. nécessaire].
| Classification | Type | Description originale | Prototypes |
|---|---|---|---|
| Tholen[4] | Type C | Albédo faible. Absorption dans l'ultraviolet avant 0,4 μm puis spectre généralement plat à légèrement rouge après 0,4 μm. | |
| Type B | Albédo moyennement faible. Variante de la classe C avec un albédo plus élevé et une tendance à une réflectance plus faible à l'extrémité rouge du spectre. | ||
| Type F | Albédo faible. Spectre sans relief, plat à légèrement bleu à travers la plage globale 0,3 à 1,1 μm ; diffère de la classe C par la faiblesse de l'absorption dans l'ultraviolet. | ||
| Type G | Albédo faible. Absorption dans l'ultraviolet très forte avant 0,4 μm puis spectre plat après 0,4 μm ; diffère de la classe C par la force de l'absorption dans l'ultraviolet. | ||
| Bus (SMASS-II)[4],[5] | Type B | Spectre linéaire et sans relief, avec un gradient bleu à neutre. | 2, 24, 85 |
| Type C | Absorption faible à moyenne avant 0,55 μm et gradient neutre à légèrement rouge et sans relief après 0,55 μm. | 1, 10, 52 | |
| Type Cb | Spectre similaire au type B mais avec un gradient neutre à légèrement rouge. | 150, 210, 2060 | |
| Type Cg | Absorption forte avant 0,55 μm et gradient neutre à rouge et sans relief après 0,55 μm. | 175, 1300, 1695 | |
| Type Cgh | Spectre similaire au type Cg, avec absorption peu profonde centrée près de 0,7 μm. | 38, 106, 706 | |
| Type Ch | Spectre similaire au type C, avec absorption peu profonde centrée près de 0,7 μm. | 19, 48, 49 | |
| Bus-DeMeo[6] | Type B | Profil linéaire, avec un gradient négatif, et souvent une légère bosse arrondie autour de 0,6 μm et/ou une légère courbure tournée vers le haut dans la région 1 à 2 μm. | 2, 3200 |
| Type C | Profil linéaire, avec un gradient neutre dans la zone visible, souvent une légère bosse arrondie autour de 0,6 μm, et un gradient faible mais positif après 1,3 μm. Peut présenter une légère absorption après 1 μm. | 1, 10, 52 | |
| Type Cb | Profil linéaire, avec un petit gradient positif commençant vers 1,1 μm. | 191, 210, 785 | |
| Type Cg | Petit gradient positif commençant vers 1,3 μm et bord tombant prononcé côté ultraviolet. | 175 | |
| Type Cgh | Petit gradient positif commençant vers 1 μm et bord tombant prononcé côté ultraviolet similaire au type Cg. Comporte également une large bande d'absorption peu profonde centrée vers 0,7 μm similaire au type Ch. | 106, 706, 776 | |
| Type Ch | Petit gradient positif commençant vers 1,1 μm et bord tombant peu prononcé côté ultraviolet. Comporte également une large bande d'absorption peu profonde centrée vers 0,7 μm. | 19, 48, 49 |
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 :
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).
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Les spectres de réflexion des astéroïdes de type C présentent des similitudes avec ceux des météorites de type chondrites carbonées et ils en sont probablement les corps parents[réf. nécessaire]. Leur composition chimique est supposée proche de celle du système solaire primitif, sans les éléments légers et volatils comme les glaces[réf. nécessaire].
Une absorption autour de 3 μm indique la probable présence d'eau[réf. nécessaire].
L'ensemble du complexe C représente environ 15 à 30% des astéroïdes dont le type est connu mais, compte-tenu des biais d'observation (ils sont tendanciellement plus éloignés de la Terre et plus sombres que les astéroïdes du complexe S), ils représenteraient en fait environ 75 % des astéroïdes[réf. nécessaire], constituant l'ensemble le plus important devant le complexe S.
Du fait de leur caractère très sombre, les astéroïdes de type C ne peuvent pas être vus avec des jumelles lors de leur opposition, contrairement à certains astéroïdes de type S.
À ce jour (2023), quatre astéroïdes appartenant au complexe C ont été visités par une sonde spatiale :
Le survol de (253) Mathilde a permis d'en préciser le caractère très sombre (albédo de 0,047[7]), commenté comme deux fois plus sombre qu'un morceau de charbon de bois par Joseph Veverka, le responsable de la mission NEAR Shoemaker. La densité de 1 300 kg/m3 estimée à la suite du survol[7], très faible, moitié de celle d'une chondrite carbonée typique, a été interprétée comme signe d'une structure en agglomérat lâche de débris[7], caractéristique semble-t-il partagée par plusieurs astéroïdes de type C. L'absence de différences de couleur ou d'albédo au niveau des cratères a de son côté été interprétée comme signe d'une structure homogène[7]. Des études ultérieures par spectroscopie dans l'infrarouge proche ont permis d'estimer une composition comparable à celle de chondrites carbonées de type CI1 ou CM2, avec une surface dominée par les phyllosilicates[8].
L'exploration de (162173) Ryugu par la sonde Hayabusa 2 a été riche en innovations, avec l'usage de deux petits rovers japonais de type MINERVA-II, d'un atterrisseur franco-allemand MASCOT, et d'un petit impacteur SCI. Les différentes études menées in situ ont entre autres révélé une densité de 1,2 correspondant à une porosité d'environ 50 %, un albédo particulièrement faible de 0,02 (environ moitié de celui attendu), la présence de nombreux gros rochers, l'absence de régolithe en surface[9],[10]. Tous ces résultat ont surpris les équipes de recherche. Les mesures spectrométriques montrent une petite quantité d'hydroxyde probablement présent dans un minéral argileux riche en magnésium, indiquant des interactions passées avec de l'eau[9]. Certaines roches présentent de nombreuses petites inclusions multicolores ressemblant à celles riches en aluminium et en calcium de certaines chondrites carbonées, type rare de météorite[10]. Tous ces indices induisent un scenario de formation complexe, impliquant un ou plusieurs corps parents de grande taille ayant eu une géologie complexe.
La mission Hayabusa 2 a pu opérer sur Ryugu deux prélèvements distincts et ramener sur Terre un total de 5,4 g de poudre et de particules de roches. Plusieurs équipes se partagent les études. L'une d'elle (conduite sur un échantillon de 95 mg, avec analyses des concentrations de 66 éléments chimiques et des compositions isotopiques de l'oxygène, du chrome et du titane), confirme des matériaux très voisins de ceux des chondrites carbonées de type Ivuna, type très rare de météorites supposées très primitives[11],[12].
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