Astéroïdes de la Hongrie - Hungaria asteroids

"Hungaria astéroïde" redirige ici. Pour l'astéroïde du même nom dont le groupe tire son nom, voir 434 Hungaria .

Les astéroïdes Hungaria , également connus sous le nom de groupe Hungaria , sont un groupe dynamique d' astéroïdes de la ceinture d'astéroïdes qui gravitent autour du Soleil avec un demi-grand axe (rayon le plus long d'une ellipse) compris entre 1,78 et 2,00 unités astronomiques (UA). Ils sont la concentration la plus dense d'astéroïdes dans le système solaire - les astéroïdes géocroiseurs sont beaucoup plus clairsemés - et tirent leur nom de leur plus grand membre 434 Hungaria . Le groupe Hungaria comprend la famille Hungaria ( FIN : 003 ), une famille d'astéroïdes de collision qui domine sa population.

La description

L'astéroïde se regroupe sur l'orbite de Jupiter, montrant l' excentricité par rapport au demi-grand axe. Les astéroïdes Hungaria sont le groupe dense le plus à gauche en bleu. La région centrale de la ceinture d'astéroïdes est représentée en rouge.
Idem que ci-dessus, mais montrant l' inclinaison par rapport au demi-grand axe. Encore une fois, les astéroïdes Hungaria sont le groupement dense le plus à gauche (en haut) en bleu.

Les astéroïdes Hungaria partagent généralement les paramètres orbitaux suivants:

L' écart de résonance 4: 1 de Kirkwood (à 2,06 UA) marque la limite extérieure de la famille Hungaria, tandis que les interactions avec Mars déterminent la limite intérieure. À titre de comparaison, la majorité des astéroïdes se trouvent dans la région centrale de la ceinture d'astéroïdes, qui se situe entre l'espace 4: 1 (à 2,06 UA) et l'espace 2: 1 (à 3,27 UA).

La plupart des Hungarias sont des astéroïdes de type E , ce qui signifie qu'ils ont des surfaces enstatite extrêmement brillantes et des albédos généralement supérieurs à 0,30. Malgré leurs albédos élevés, aucun ne peut être vu avec des jumelles car ils sont beaucoup trop petits: le plus grand ( 434 Hungaria ) ne mesure que 11 km environ. Ce sont cependant les plus petits astéroïdes qui peuvent être régulièrement aperçus avec des télescopes amateurs.

L'origine du groupe d'astéroïdes Hungaria est bien connue. À la résonance orbitale 4: 1 avec Jupiter qui se trouve à des axes semi-majeurs de 2,06 UA, tout corps en orbite est suffisamment fortement perturbé pour être forcé dans une orbite extrêmement excentrique et instable, créant le trou de Kirkwood le plus interne . À l'intérieur de cette résonance 4: 1, les astéroïdes sur des orbites à faible inclinaison sont, contrairement à ceux situés à l'extérieur de l'espace de Kirkwood 4: 1, fortement influencés par le champ gravitationnel de Mars . Ici, au lieu de l'influence de Jupiter, les perturbations de Mars ont, au cours de la vie du système solaire, jeté tous les astéroïdes à l'intérieur de l'espace 4: 1 de Kirkwood, à l'exception de ceux assez éloignés du plan orbital de Mars où cette planète exerce des forces beaucoup plus petites.

Cela a laissé une situation où la seule concentration restante d'astéroïdes à l'intérieur de la résonance 4: 1 se trouve sur des orbites à forte inclinaison, bien qu'elles aient des excentricités assez faibles. Cependant, même à l'heure actuelle dans l'histoire du système solaire, certains astéroïdes hongrois traversent l'orbite de Mars et sont toujours en train d'être éjectés du système solaire en raison de l'influence de Mars (contrairement aux astéroïdes dans le «noyau» de la ceinture d'astéroïdes, où L'influence de Jupiter prédomine).

On pense que les changements à long terme de l'orbite de Mars sont un facteur critique dans l'élimination actuelle des astéroïdes Hungaria. Aux excentricités les plus élevées, similaires aux valeurs extrêmes observées aujourd'hui ou même légèrement supérieures, Mars perturbera les astéroïdes hongrois et les forcera sur des orbites toujours plus excentriques et instables lorsque leur nœud ascendant est proche en longitude de l' aphélie de Mars . Cela conduit finalement sur des millions d'années à la formation des astéroïdes Amor de courte durée et des croiseurs de la Terre .

E-ceinture

Excentricité par rapport au demi-grand axe: Ancien emplacement des astéroïdes hypothétiques de la ceinture E (contour vert), avec les astéroïdes actuels de la ceinture principale (points rouges) et les astéroïdes Hungaria (points verts).
Article principal: astéroïdes de ceinture électronique

Les astéroïdes Hungaria sont considérés comme les restes de l'hypothétique population d'astéroïdes E-ceinture . La dispersion de la plupart de cette E-bande hypothétique aurait été causée par la migration vers l' extérieur des planètes géantes du système solaire selon les simulations effectuées dans le cadre du modèle de Nice -et ces dispersés astéroïdes E-ceinture pourrait à son tour , ont été les percuteurs de le bombardement lourd tardif .

Voir également

Les références

Liens externes