Astéroïde de type D

Simulation montrant les planètes extérieures et la ceinture planétésimale : a) configuration initiale, avant que Jupiter et Saturne n'atteignent la résonance 2:1 b) Éparpillement des planétésimaux dans le Système solaire interne après le changement de l'orbite de Neptune (bleu foncé) et d'Uranus (bleu clair). c) éjection de planétésimaux par les planètes[1]

Le modèle de Nice suggère qu'ils sont originaires de la ceinture de Kuiper[2]. Un grand nombre de planétésimaux auraient été capturés dans la partie extérieure de la ceinture principale, à une distance supérieure à 2,6 UA, et dans la région du groupe de Hilda[3]. Ces objets capturés auraient alors subi une érosion induite par des collisions, engendrant le broyage de la population en plus petits fragments qui auraient pu ensuite être déplacés par l'action du vent solaire et de l'effet YORP, éliminant plus de 90 % d'entre eux (Bottke et al[3]). La taille et la fréquence de distribution des populations établies par simulation à la suite de l'érosion concordent parfaitement avec les observations astronomiques[3]. Cela suggère que les troyens de Jupiter, Hildas et quelques-uns de la ceinture principale extérieure, ainsi que tous les astéroïdes de type D, sont les planétésimaux restant de cette capture et du processus d'érosion[3]. Ce pourrait aussi être le cas de la planète naine Cérès[2].

Selon Greeley & al, la composition chimique de la surface pourrait être globalement proche de celle de la lune Callisto[4], dont la surface est constituée de matériaux carbonés.

• Classification spectrale des astéroïdes