Ordinary chondrites (OCs) are the most common class of meteorites, accounting for 80% of all recovered falls. While numerous factors (e.g. meteoroid size and strength prior to atmospheric impact) can bias the statistics for recovering samples, the most commonly falling meteorites should reasonably correspond to the most commonly observed asteroids in the vicinity of Earth. Their asteroidal analogs are the so-called S- and Q-type asteroids.

These asteroids were observed in the near infrared by means of IRTF/SpeX as part of a regularly scheduled program of near-Earth object characterization conducted jointly between the IRTF, University of Hawaii, and MIT. These NIR spectroscopic measurements (0.8-2.5 µm) complemented already acquired visible spectra recorded during a survey of 2000 asteroids (SMASS). Using a radiative transfer model, the team performed a detailed mineralogical comparison of these telescopically measured asteroid spectra with analogous wavelength laboratory measurements of ordinary chondrite meteorites (Fig 1).

Figure 1 : Rapport olivine sur olivine+orthopyroxene [ol/(ol+opx)] pour 57 chondrites ordinaires et 38 NEAs de types S et Q. L’intervalle de composition pour les membres de la famille de Flora est indiqué ainsi que la composition des géocroiseurs potentiellement dangereux (PHAs ; 8 des 12 PHAs observés ont une composition dans l’intervalle 73-79%, la composition des 4 autres est reportée avec un symbole’+’). 95% (±4%) des OCs de type H et L sont à gauche de la ligne pointilléé (x=70) et 95% (±4%) des OCs de type LL sont à droite de cette ligne. L’abscisse des labels H, L and LL indique leur ol/(ol+opx) moyen. Il apparaît que la plupart des NEAs (63%) ont une composition compatible avec celle des chondrites LL qui ne représentent que 8% des chutes (Vernazza et al.). Cliquer sur l’image pour l’agrandir

It appears that meteorites (OCs) and NEAs (S and Q-types) do not have the same compositional distribution. In particular, S and Q-types NEAs best match LL chondrites but these are a minority among all OCs (10%). The immediate implication is that the NEAs sampled telescopically (in the size range having radii between 300m to 10km) are not the immediate parent bodies of smaller objects that fall to Earth as meteorites (i.e. preatmospheric meteorite parent bodies having radii on the order of meters). Instead, both populations are directly delivered from the main-belt (MB) to the near-Earth space but must have different source regions within the MB.

Interestingly, a mineralogical compatibility is established between most NEAs and the Flora family members (this family lies in the inner belt and accounts for 15-20% of all inner main belt asteroids) ; this family had been predicted (by dynamical simulations) to be the source for a substantial fraction of km-sized NEAs. While theory and observations agree on this latter point, it was also expected that most meteorites should originate from this inner region and the new results imply that this can not be. Further dynamical modelling should help solving this paradox. For now, it is suggested that the Yarkovsky effect (Fig. 2) could well be the cause for this surprising result.

Figure 2 : Cette figure illustre la dynamique des petits et grands objets au sein de la ceinture principale interne. Les résonances nu-6 (1) et 3:1 apparaissent en gris foncé et leur efficacité relative ’d’envoi de matériel’ vers la Terre est mentionnée. Le carré délimité par des pointillés indique la zone (a,e) occupée par la famille de Flora. La variation moyenne du demi grand axe (en UA) due à l’effet Yarkovsky (2) est représentée par une flèche placée devant chaque objet. Pour un objet d’1km : Delta a 0.01-0.02 UA en 0.5 milliard d’années. Les zones gris claires autour des résonances indiquent les régions sources attendues pour ces NEAs. Pour un objet de 5m : Delta a 0.2 UA en moins de 80 millions d’années. L’objet peut ainsi atteindre une des 2 résonances sans aucune ’difficulté’. Enfin, la densité surfacique d’astéroïdes en fonction de la distance au Soleil est mentionnée au bas de la figure. La densité de surface plus importante près de la résonance 3 :1 permet de compenser partiellement le manque d’efficacité de cette résonance (par comparaison directe avec nu-6). En prenant en compte la densité surfacique et l’efficacité de chaque résonance, la résonance nu-6 (1) devrait être 1.5x plus efficace que la résonance 3 :1. En conclusion, les NEAs devraient majoritairement venir de la région qui borde la résonance nu-6 alors que les météorites peuvent provenir de la ceinture interne toute entière voire au delà de 2.5 UA. Cliquer sur l’image pour l’agrandir

Reference Compositional differences between meteorites and near-Earth asteroids, Nature 454, 2008. P. Vernazza, R P. Binzel, C. A. Thomas, F. E. DeMeo, S. J. Bus, A.S. Rivkin, A. T. Tokunaga

Contact

Pierre Vernazza (Docteur de l’Observatoire de Paris en postdoc à l’ESA, pierre.vernazza esa.int)

Francesca Demeo (Observatoire de Paris, LESIA)

Dernière modification le 4 mars 2013

Les chondrites ordinaires (OCs) sont de loin les plus nombreuses parmi les météorites découvertes et représentent 80% des chutes. On s’attendrait à ce que la majorité des météorites ressemble à la plupart des géocroiseurs étudiés via des observations télescopiques. Les analogues astéroïdaux des chondrites ordinaires sont les astéroïdes dits de type S et de type Q.

Ces astéroïdes ont ainsi été observés dans l’infrarouge proche avec l’IRTF (télescope de la NASA situé au Mauna Kea) et l’instrument SpeX au cours d’un programme d’observation conjoint entre l’IRTF, l’Université d’Hawaii et le MIT. Ces données infrarouge sont venues compléter des données visible obtenues lors d’un précédent survey de 2000 astéroïdes. Un modèle de transfert radiatif a permis de contraindre les abondances des minéraux principaux (olivine, pyroxène) dont sont majoritairement constitués les OCs et les NEAs de types S et Q (Fig 1).

Figure 1 : Rapport olivine sur olivine+orthopyroxene [ol/(ol+opx)] pour 57 chondrites ordinaires et 38 NEAs de types S et Q. L’intervalle de composition pour les membres de la famille de Flora est indiqué ainsi que la composition des géocroiseurs potentiellement dangereux (PHAs ; 8 des 12 PHAs observés ont une composition dans l’intervalle 73-79%, la composition des 4 autres est reportée avec un symbole’+’). 95% (±4%) des OCs de type H et L sont à gauche de la ligne pointilléé (x=70) et 95% (±4%) des OCs de type LL sont à droite de cette ligne. L’abscisse des labels H, L and LL indique leur ol/(ol+opx) moyen. Il apparaît que la plupart des NEAs (63%) ont une composition compatible avec celle des chondrites LL qui ne représentent que 8% des chutes (Vernazza et al.). Cliquer sur l’image pour l’agrandir

Il apparaît que les météorites (OCs) et les NEAs (types S et Q) n’ont pas la même distribution compositionnelle (voir le rapport oliv/(oliv+opx) dans la Fig. 1). En particulier, la plupart des NEAs ( 2/3) ont une composition semblable aux météorites LL mais ces météorites ne représentent que 8% des chutes (10% des OCs) ! Ceci implique que les NEAs que nous observons télescopiquement (taille comprise entre 300 m et 10 km) ne sont pas les corps parents directs des météorites (taille comprise entre qq. cm et qq. m) ; météorites et NEAs proviennent donc directement de la ceinture principale mais de régions différentes au sein de cette dernière. Il est intéressant de noter que la composition de la plupart des NEAs est compatible avec celle de la famille de Flora (cette famille se situe dans la ceinture interne ou elle représente 15 à 20% de tous les astéroïdes) ; des simulations effectuées par des dynamiciens avaient prédit que cette région devait être la source de la majeur partie des NEAs. Sur ce point, théorie et observations concordent ; néanmoins il avait également été prédit que la plupart des météorites devraient être issues de cette famille or l’étude présente montre que cela ne peut être le cas. Il est suggéré que l’effet Yarkovsky (2) pourrait bien être à l’origine de ce surprenant paradoxe (Fig 2. explique l’idée).

Figure 2 : Cette figure illustre la dynamique des petits et grands objets au sein de la ceinture principale interne. Les résonances nu-6 (1) et 3:1 apparaissent en gris foncé et leur efficacité relative ’d’envoi de matériel’ vers la Terre est mentionnée. Le carré délimité par des pointillés indique la zone (a,e) occupée par la famille de Flora. La variation moyenne du demi grand axe (en UA) due à l’effet Yarkovsky (2) est représentée par une flèche placée devant chaque objet. Pour un objet d’1km : Delta a 0.01-0.02 UA en 0.5 milliard d’années. Les zones gris claires autour des résonances indiquent les régions sources attendues pour ces NEAs. Pour un objet de 5m : Delta a 0.2 UA en moins de 80 millions d’années. L’objet peut ainsi atteindre une des 2 résonances sans aucune ’difficulté’. Enfin, la densité surfacique d’astéroïdes en fonction de la distance au Soleil est mentionnée au bas de la figure. La densité de surface plus importante près de la résonance 3 :1 permet de compenser partiellement le manque d’efficacité de cette résonance (par comparaison directe avec nu-6). En prenant en compte la densité surfacique et l’efficacité de chaque résonance, la résonance nu-6 (1) devrait être 1.5x plus efficace que la résonance 3 :1. En conclusion, les NEAs devraient majoritairement venir de la région qui borde la résonance nu-6 alors que les météorites peuvent provenir de la ceinture interne toute entière voire au delà de 2.5 UA. Cliquer sur l’image pour l’agrandir

Notes (1) La résonance séculaire nu-6 est une résonance qui agit lorsque les taux de précession des longitudes de périhélie des astéroïdes correspondent à ceux de Saturne. Cette résonance marque le bord interne de l’Anneau N°1 (anneau principal). Cette résonance nu-6 et celle 3:1 seraient les plus prolifiques en nouveaux NEAs. (2) L’effet Yarkovsky (poussée thermique des surfaces astéroidales chauffées au Soleil ) déplace les petits objets (par exemple, de 0.04 UA en 100 millions d’années pour ceux de 1 km de diamètre dans la zone des Flora ) et contribue à vider le Système Solaire de ses petits astéroïdes qui, entrant dans une zone de résonance, finissent par percuter le Soleil ou une planète, ou sont éjectés du Système Solaire. Avec l’effet Yarkovsky, le passage près d’un des gros astéroïdes de l’Anneau peut faire varier l’orbite des petits astéroïdes (0.00075 UA dans le cas de Ceres). Notes extraites des pages de Gérard Faure.

Référence Compositional differences between meteorites and near-Earth asteroids, Nature 454, 2008. P. Vernazza, R P. Binzel, C. A. Thomas, F. E. DeMeo, S. J. Bus, A.S. Rivkin, A. T. Tokunaga

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Pierre Vernazza (Docteur de l’Observatoire de Paris en postdoc à l’ESA, pierre.vernazza esa.int)

Francesca Demeo (Observatoire de Paris, LESIA)

Dernière modification le 22 février 2013