Les astéroïdes| CONTENU - Ce tutoriel est consacré aux astéroïdes |
Les astéroïdes n'ont fait leur apparition sur la scène de l'astronomie qu'en 1801 lorsque l'astronome sicilien, le père le père Gioacchino Giuseppe Maria Ubaldo Nicolò Piazzi, astronome du roi des Deux-Siciles, découvrit Cérès. Piazzi s'était fondé sur des calculs mathématiques prédisant qu'il devait exister une planète entre Mars et Jupiter. Il appela le corps découvert Cérès, la déesse romain des moissons et du blé, qui était aussi la déesse-patronne de la Sicile. D'autres corps semblables, ensuite, continuèrent d'être trouvés dans la même région et, à la fin du XIXème siècle, on en comptait déjà plusieurs centaines. Un demi-siècle après la découverte de Cérès, il n'y avait que 15 astéroïdes; avec l'instrumentation, les techniques des astronomes et l'intérêt pour chercher les astéroïdes, le nombre avait atteint 100 en 1868. En 1923, il était de 1000 et, de nos jours, il atteint plus du demi-million. Ces corps célestes finirent par être appelés "astéroïdes" ou "planètes mineures"; en 1850, on décida de considérer les planètes mineures comme des "astéroïdes" (terme grec for "semblable à une étoile"). La plupart des astéroïdes se situent entre les orbites de Mars et Jupiter, dans ce qu'on appelle la "ceinture des astéroïdes" (Jupiter, d'une façon générale, divise le système solaire en termes de présence de poussières, de micro-météorites). On a ensuite trouvé des astéroïdes dans d'autres régions du système solaire. Les astéroïdes sont également appelés "planètes mineures". Un usage nouveau, en astronomie professionnelle, est maintenant de désigner les astéroïdes et les planètes mineures à la fois par leur numéro et par leur nom (les deux sont attribués et "gérés" par l'Union Astronomique Internationale); ainsi, Cérès n'est plus simplement désignée "Cérès" mais "1 Cérès". Le numéro de l'astéroïde ou de la planète mineure désigne son numéro d'ordre de découverte
 |  | Cérès et Vesta comparées en taille à d'autres corps du système solaire (gauche), Cérès comparée à la France (droite). site 'Amateur Astronomy' sur la base d'une image NASA (gauche), site 'Amateur Astronomy' (droite) |
La plupart des astéroïdes sont situés dans ce qu'on appelle la "ceinture des astéroïdes". La ceinture des astéroïdes se trouve entre l'orbite de Mars et celle de Jupiter. L'origine des astéroïdes que l'on y trouve réside en ce que s'y sont rassemblés, à l'époque de la formation du système solaire, des planétésimaux, ces "briques de base" de la formation des planètes. Mais, au lieu qu'ils forment des planètes, ils en ont été empêchés par les forces gravitationnelles venant de Jupiter lorsque la géante gazeuse s'est formée. Les planétésimaux, ensuite, sont entrés en collision les uns les autres, se brisant et donnant ainsi naissance aux véritables myriades d'astéroïdes que l'on trouve aujourd'hui dans la ceinture des astéroïdes. Tous les astéroïdes de la ceinture des astéroïdes combinés, cependant, ne représente que la moitié de la masse de la Terre. Il se pourrait que la migration de Jupiter et de Saturne vers l'extérieur du système solaire, il y a 4 milliards d'années, ait envoyé, vers l'intérieur du système solaire, des objets de la Kuiper Belt; ceux-ci finirent alors par se fondre dans les objets de la ceinture des astéroïdes. De tels corps ressemblent plus à des comètes primitives qu'aux objets rocheux, qui composent la majorité de la ceinture des astéroïdes. La ceinture des astéroïdes comporte des "Kirkwood gaps" (découvertes dans les années 1860), qui sont des zones moins peuplées et qui ont été créées par les interactions gravitationnelles avec les planètes géantes gazeuses du système solaire. Le côté des Kirkwood gaps situé du côté des géantes gazeuses est encore moins peuplé en astéroïdes. Il existe d'autres types d'astéroïdes ailleurs dans le système solaire. 20 astéroïdes appelés des "Atira" ont leur orbite entièrement à l'intérieur de celle de la Terre du fait de l'influence gravitationnelle de Jupiter. On a aussi théorisé l'existence de "Vatira" dont les orbites seraient à l'intérieur de celles de Vénus et Mercure (on a fini par en observer un, 2020 AV2, en janvier 2020). Ces Vatira finiront vraisemblablement par s'écraser sur Vénus ou Mercure et certains ont vraisemblablement été projetés sur leur orbite du fait d'une rencontre gravitationnelle avec une planète. Les Centaures -le plus connu est Chiron- orbitent au niveau des géantes gazeuses et de la Kuiper Belt. La plupart d'entre eux sont des comètes; on n'était pas d'accord sur le point de savoir s'il s'agissait d'astéroïdes expulsés du système solaire intérieur ou de comètes qui se rapprochaient du Soleil. Aussi, leur double nature leur a-t'elle valu leur nom de "Centaures", ces créatures de la mythologie grecque mi-hommes mi-chevaux. Les Centaures, ainsi, proviennent de loin dans le système solaire et donc avoir été actifs dans le passé et pourraient l'être de nouveau dans le futur. Les Centaures, avec les "scattered disk objects" ("objets dispersés du disque (circum-solaire)"), ont des orbites instables. La gravité des planètes géantes, finalement, soit les rapprochera du Soleil -les transformant en comètes à courte période en 1 à 100 millions d'années- soit les en éloignera. Les Centaures ont habituellement une couleur bleu-gris ou rougeâtre (en général, une couleur bleu-gris s'associe à un albédo sombre -ce qui est la marque des comètes alors que la couleur rougeâtre se rattache plus aux astéroïdes). Les "Troyens" sont une autre variété d'astéroïdes: ce sont des astéroïdes qui sont situés à deux points de Lagrange d'une planète, et qui, ainsi, la précèdent ou la suivent sur son orbite. On les trouve essentiellement de part et d'autre de Jupiter mais on en a aussi observé à Neptune, Mars et même autour de deux satellites de Saturne. Récemment, en matière d'astéroïdes, sont venus sous les feux de la rampe les astéroïdes "géo-croiseurs" dont les périhélies ou les orbites présente un éventuel danger de collision avec la Terre. Techniquement, de tels objets s'appellent des "NEA" ("Near-Earth Asteroids", en anglais) mais le grand public les connaît mieux sous leur autre abréviation anglaise de "NEO" ("Near-Earth Object"), cette désignation valant à la fois pour les astéroïdes proprement dit et pour des comètes dont les orbites présentent les mêmes caractéristiques de danger pour la Terre. Les astéroïdes, toutes catégories confondues, atteignent maintenant le nombre de plusieurs centaines de milliers et des milliers sont découvertes chaque année... Cela ne fera qu'augmenter puisque les programmes consacrés aux NEO vont nécessairement en repérer encore un grand nombre -et ils seront de plus en plus petits en taille. Une question reste en suspens: celle de savoir quelle est la nature précise des objets de la Kuiper Belt. La Kuiper Belt (ou "ceinture de Kuiper") est, elle aussi, une zone composée des restes de la formation du système solaire. Les objets qui la composent, sont-ils tous des astéroïdes? Quelle y est la proportion d'objets de type planétoïdes de grandes dimensions, tels Quaoar, ou Varuna. L'astéroïde C/2014 S3 (PANSTARRS), de type S, est le premier object qu'on a découvert qui possède une orbite de comète longue période et qui présente les caractéristiques d'un astéroïde intact du système solaire intérieur. Il s'agit, en fait, de l'un des blocs de constructions primordiaux des planètes telluriques -comme la Terre- qui a été propulsé de l'intérieur du syst&egrav;eme solaire jusque dans l'environnement profondément froid du nuage d'Oort et qui y a été préservé pendant des milliards d'années. C/2014 S3 (PANSTARRS) a été nommé la "première comète rocheuse". Les comètes sans queue sont surnommées des comètes de Manx (par référence aux chats sans queue de l'île de Man); certaines sont des astéroïdes
 | cliquez vers l'emplacement de la ceinture des astéroïdes dans le système solaire |
. vers un tableau de données sur les astéroïdes
 | l'astéroïde Eros, d'un diamètre de 34 km (21 miles) vu dans son hémisphère sud par la mission NEAR (Near Earth Asteroid Rendezvous), en 2001; le "pôle" sud de l'astéroïde, est vers le haut. NASA |
Les astéroïdes sont d'une nature variée; certains ne sont que des amas lâches de matériaux voire de gravier, d'autres sont essentiellement composés de fer et toutes sortes de possibilités existent entre ces deux extrêmes. L'olivine à forte teneur en fer est un constituant des grands astéroïdes ayant connu un processus de fonte interne (ou différentiation). Les astéroïdes ont une rotation sur eux-mêmes qui se compte en jours ou en en heures et ils sont très froids, de l'ordre de centaines de degrés en-dessous de zéro. Un astéroïde peut présenter des variations de densité, lesquelles peuvent résulter de la fusion entre deux objets (suite à une collision). De telles observations peuvent éclairer les mécanismes de collisions entre astéroïdes ou la formation des planètes. Lorsque la forme de l'astéroïde est très irrégulière, il ne renvoie pas la chaleur qu'il reçoit de façon égale, ce qui engendre une modification infime -mais continue- de sa rotation. La plupart des astéroïdes et planètes mineures ont une surface semblable à celle de la Lune, avec des cratères et de la régolithe, cette poussière produite par les impacts qui heurtent la surface. On a découvert que certains astéroïdes sont des astéroïdes doubles ou qu'ils ont un satellite. Dactyl, ainsi, est le satellite de l'astéroïde Ida ou l'astéroïde Themis 24 possède deux satellites dont l'un présente une queue cométaire. 16% des astéroides sont des systèmes triples ou binaires. On sait encore mal dans quelle mesure les systèmes binaires d'astéroïdes sont communs dans la ceinture des astéroïdes; le scénario le plus probable de leur formation consiste en une cassure du fait d'une rotation rapide. La sublimation de surface produit une queue cométaire et éloigne les deux constituants l'un de l'autre. La plupart des astéroïdes ont une taille inférieure à 340 km (210 miles) de diamètre et la vaste majorité ne mesure que 100 km (60 miles) ou moins. Les planètes mineures les plus connues sont Cérès, Vesta, Pallas et Junon. Cérès -que l'Union Astronomique Internationale considère maintenant en tant que "planète naine"- mesure 960 km (590 miles) de diamètre, étant le plus grand et le plus massif corps de la ceinture des astéroïdes. Cérès représente 1/3 de la masse totale de la ceinture. Cérès a une forme sphérique car sa taille est suffisante pour que la gravité y ait agi ainsi. Le jour y dure 9h et Cérès a une forme sphérique. L'intérieur de Cérès pourrait avoir subi une différentiation et s'être structuré en couches, à l'instar des planètes telluriques. Elle pourrait avoir, ainsi, un coeur rocheux, un manteau de glace et une croûte, fine et poussiéreuse. On trouve à la surface une tache qui est plus brillante que le terrain avoisinant mais elle reste cependant très sombre, son albédo étant faible. La tache demeure un mystère. Ces grandes planètres mineures sont sphériques alors que les astéroïdes de plus petite taille ont souvent une forme irrégulière. Alors que l'on pensait que l'eau était rare dans la ceinture des astéroïdes du fait de la proximité des orbites d'avec le Soleil, l'astéroïde 24 Themis, de relativement grande taille, abrite de la glace et des composés organiques à base de carbone sur sa surface. Ceci, de plus, ajoute à la possibilité que les astéroïdes, comme les comètes, aient contribué au développement de la vie sur Terre voire sur d'autres corps célestes. 24 Themis cependant n'est que le plus grand astéroïde d'une catégorie qui quelquefois se comportent comme une comète; plus intéressant semble le fait que la glace étant encore présente à sa surface depuis les débuts du système solaire, elle est sans doute régulièrement renouvelée par une source se trouvant sous la croûte de l'objet. Début 2014, on a détecté de la vapeur d'eau à Cérès; on pense que des jets de vapeur d'eau s'activent périodiquement lorsque des parties de la surface glacée se réchauffent légèrement. Lorsque Cérès passe à son plus près du Soleil sur son orbite, ce plus de chaleur déclenche les jets, lesquels semblent préférentiellement émaner de deux zones de couleur sombre de la planète mineure. Les astronomes pensent que Vesta, parce qu'elle est beaucoup plus grande que les autres astéroïdes de la ceinture doit être considérée comme un objet plus évolué: il semble qu'elle possède une structure en couche (un coeur, un manteau et une croûte) qui la rend plus proches des planètes telluriques comme la Terre ou Mars. Comme une planète, Vesta a recueilli, lors de sa formation, suffisamment de matériaux radioactifs qui, en fondant, on dégagé de la chaleur et ont permit de fondre les roches, ce qui a permis le processus classique de "différentiation" des planètes primitives par lequel les roches les plus lourdes ont coulé au centre et formé un noyau et les plus légères ont surnagé et formé une croûte. Vesta, officiellement, est une "planète mineure" ou un astéroïde, donc un corps qui orbite autour du Soleil mais n'est pas vraiment une planète (ou une comète). Vesta ne peut pas être considérée comme une "planète naine", la nouvelle catégorie, parmi d'autres, définie par l'Union Astronomique Internationale pour rendre compte des objets du système solaire, ainsi que l'est Cérès: Vesta n'a pas la taille suffisante. Les scientifiques préfèrent parler de "proto-planète", un objet céleste qui a presqu'évolué en une planète: Vesta est un objet dense, organisé en couches, qui orbite autour du Soleil. Vesta a commencé sa vie de la même manière que les planètes telluriques que sont Mercure, Vénus, la Terre ou Mars mais elle n'est jamais vraiment devenue une planète. Les planètes du système solaire le sont devenues en agrégeant plusieurs objets de la taille de Vesta mais celle-ci n'a jamais rencontré d'autres tels objets et le temps passa, dans le système solaire primitif, au-delà duquel de telles rencontres ne purent plus avoir lieu. Cette évolution de Vesta pourrait être liée à la présence proche de Jupiter dont la gravité perturba les orbites dans la région. Vesta a cependant été percutée, par la suite, par d'autres astéroïdes, plus petits qui en ont détaché des morceaux, lesquels sont devenus des débris dans la ceinture des astéroïdes, qu'on connaît sous le nom de "Vestoïdes" voire des météorites. Aussi, Vesta est-elle un "conservatoire" de ces époques lointaines et sa surface pourrait bien être la surface planétaire la plus ancienne du système solaire
 | cliquez vers une vue illustrant la variété des astéroïdes. NASA |
Des collisions ont encore lieu dans la ceinture des astéroïdes, ainsi celle qui, en 2011, a affecté (596) Scheila. L'objet qui a frappé ne mesurait que 30m et l'impact a eu lieu à une vitesse de 17000 km/h, créant vraisemblablement un cratère de 300m. (596) Scheila a doublé de luminosité et a été entouré d'une faible lueur de style cométaire, qui a duré entre 1 et 2 mois. Les collisions qui ont lieu dans la ceinture des astéroïdes sont destructrices car les corps célestes ont une vitesse importante lors des impacts, ce qui produit des quantités importantes de débris. Ces collisions entre astéroïdes créent des fragments de roche dont la taille s'étend de grains de poussière à des morceaux massifs, lesquels finissent par venir frapper les planètes et les lunes du système solaire. Une collision entre astéroïdes, d'une façon générale, peut résulter soit en ce que les deux objets s'agrègent soit en ce que l'un d'entre eux est détruit. Les astronomes considéraient les astéroïdes comme des morceaux de roches inactifs dont l'évolution (surface, forme, taille) n'était déterminée que par ces impacts. Cependant, l'image a évolué au cours des dernières années car ils se sont rendus compte que certains astéroïdes, au cours de certaines parties de leurs orbites, émettent clairement des caractéristiques cométaires, qui peuvent durer de nombreux mois. D'autres ont des émissions beaucoup plus courtes. De plus, des matériaux de glace peuvent être exposés à l'occasion soit du fait de processus géologiques internes, soit externes tels un impact. Le processus par lequel de la poussière lunaire est piégée par des champs magnétiqes localisés dans de petites surfaces de constraste lumineux intense et d'ombres longues -ainsi au terminateur- pourrait également exister sur les astéroïdes et y être un processus fondamental: cela fournirait ainsi une explication naturelle à l'existence d' "étangs de poussière" observé dans les cratères d'Eros. Les collisions entre astéroïdes permettent également aux astronomes de déterminer la composition interne de ceux-ci, qui, ou non, peuvent, comme les comètes, comporter de l'eau. On parle de 'famille d'astéroïdes" quand une collision brise un astéroïde-parent en de nombreux fragments de taille variée. Certaines collisions ont laissé de grands cratères, ainsi sur l'hémisphère sud de Vesta, qui contient deux impacts. D'autres collisions sont encore plus catastrophiques, détruisant l'astéroïde originel, ainsi la famille de l'astéroïde Eos. Les fragments se déplacent par paquets, sur une orbite semblable autour du Soleil mais, avec le temps, ils se dispersent de plus en plus. Les astéroïdes de type Euphrosyne sont des astéroïdes qui se trouvent au bord extérieur de la ceinture des astéroïdes et dont l'orbite inhabituelle les mène bien au-dessus de l'écliptique. Ces astéroïdes tirent leur nom de l'astéroïde Euphrosyne (déesse grecque de la gaieté) de 260km (156 miles) et l'un des 10 plus grands astéroïdes de la ceinture. On pense que l'astéroïde Euphrosyne est le reste d'une collision massive qui a eu lieu il y a 700 millions d'années, laquelle a engendré cette famille. Cette collision est l'une des plus importantes ayant eu lieu dans le système solaire. Suivant une longue étude dans les années 2010, 38000 astéroïdes de la ceinture des astéroïdes, sur un total de 600 000 ont pu être répartis en 76 familles (28 de celles-ci étant nouvelles). On détermine habituellement les familles d'astéroïdes à partir des orbites et, plus récemment, de leur réflectivité. Les astéroïdes d'une même famille, d'une façon générale, ont une composition et une réflectivité semblables
On classe les astéroïdes en trois classes spectrales, C, S et M (les astéroïdes, d'une façon générale, sont assez brillants -de l'ordre de la luminosité de la Lune alors que les comètes sont plus sombres du fait de leur revêtement sombre, semblable à de la suie, qui recouvre leur glace). Plus avant, dans la ceinture des astéroïdes, on trouve des astéroïdes métalliques (venant probablement de la région de formation des planètes telluriques), des astéroïdes carbonés (de la région de formation des géantes gazeuses), des astéroïdes de type S, riches en silice (venant de la région entre Mars et Jupiter) et enfin des astéroïdes de type D (qui viennent de la ceinture de Kuiper; il est possible que, naissant aux confins du système solaire ils peuvent en être délogés et dériver jusqu'à la ceinture des astéroïdes). Des particules de poussière interplanétaire (en anglais "interplanetary dust particles", IDP) éjectés dans l'espace par des collisions entre astéroïdes sont une source importante des matériaux qui s'accumulent sur la surface d'autres astéroïdes:
On sait aussi que les astéroïdes sont aussi à l'origine de la plupart des météorites qui atteignent la surface de la Terre. Ainsi Junon, l'un des premiers astéroïdes découverts. Comme il est composé essentiellement de silicates, les fragments peuvent résister à la traversée de l'atmosphère terrestre. Les météorites de type L-chondrite constituent aujourd'hui 20% du total actuel; elles ont leur origine dans une collision énorme qui affecta deux corps massifs de la ceinture des astéroïdes, il y a 470 millions d'années. Un type rare de météorites, dites uréilites, existent et représentent moins de 10 des 1000 météorites connues, lesquelles appartiennent essentiellement au type plus commun des chondrites. Les chondrites carbonacées contiennent de l'eau à hauteur de 15 à 20% et ont été altérées par elle. Les uréilites contiennent des quantités variables d'olivine et de pyroxène. On pense que cela est la preuve que toutes les uréilites ont une origine commune, probablement, un corps-parent qui subit une gigantesque collision il y a 4,5 milliards d'années laquelle transforma ses roches riches en fer en fer métal, les fragments de la collision ayant une taille s'étageant entre 9 et 90 m. Ces fragments, par la suite, subirent encore des collisions et des impacts et même les plus petits fragments, de la taille de grains de sable se sont réassemblés (mais de façon lâche). De telles météorites sont riches en hydrocarbones aromatiques polycycliques (PAH) et en amino-acides mais les astronomes n'arrivent pas encore à comprendre si ces éléments y ont été apportés par les impacts ou s'ils se sont formés directement à partir des gaz qui ont été piégés lorsque ces astéroïdes se sont refroidis après la collision géante. L'évolution, suite à celle-ci, a également mélangé à ces astéroïdes des météores de type non uréilites, qui, parfois, en représentent près de 20 à 30%. On pense qu'un grand nombre des météorites qu'on trouve sur Terre viennent de Vesta, qu'on considère maintenant comme une "proto-planète". Un impact cataclysmique au pôle sud de la planète mineure, le deuxième corps le plus important de la ceinture des astéroïdes, a créé un cratère gigantesque et excavé une grande quantité de débris; certains sont devenus de nouveaux astéroïdes et d'autres sont vraisemblablement devenus des météorites. Les météorites ferriques sont riches en nickel; les météorites, d'une façon générale, présentent une structure cristalline typique car elles se sont refroidies extrêmement lentement, au rythme des astéroïdes dont elles sont issues, au moment de la formation du système solaire. On pense maintenant que les astéroïdes, en général, subissent plus fréquemment que prévu des collisions et des réassemblages et, donc, plus de mélanges dans leur composition. Dans quelques cas rares (de l'ordre d'1 par an sur 800 000 astéroïdes de la ceinture des astéroïdes), un astéroïde peut perdre de son matériau du fait de causes divers, ainsi une rotation trop rapide entraînée par l'effet YORP ("Yarkovsky–O'Keefe–Radzievskii–Paddack" selon lequel l'infrarouge et la chaleur produits par la lumière du Soleil entraînent un mouvement angulaire); l'astéroïde en général produit un queue de débris poussiéreux semblable à celle d'une comète
On a utilisé la technique radar pour observer des centaines d'astérïdes. Deux endroits sont capables, par ailleurs, d'étudier les astéroïdes par radar, l'antenne de 70m de Goldstone, qui appartient au Deep Space Network de la NASA et l'antenne d'Arecibo, à Porto-Rico, de 300m, qui travaille sous l'égide de la National Science Foundation américaine. L'antenne de Golstone est complètement orientable, voit 80% du ciel, peut suivre un objet 7 fois plus longtemps chaque jour et procure des images détaillées d'astéroïdes. Le radar d'Arecibo est 20 fois plus sensible, ne voit qu'un tiers du ciel et peut détecter des astéroïdes deux fois plus lointains. Début 2011, Goldstone et Arecibo avait observé 272 NEO et 14 comètes
Jusqu'en 1991, on continua de ne connaître les astéroïdes que depuis les observatoires terrestres (dans le visible, en utilisant des ondes radar) et le télescope Hubble. La mission Galileo, une mission à Jupiter, fit, cette année-là, le premier survol d'un astéroïde (l'astéroïde Gaspra) puis, en 1993, en frôla un second, Ida. La mission NEAR, ensuite, en route pour l'astéroïde Eros (autour duquel elle finit par orbiter) fit un survol de l'astéroïde Mathilde. NEAR fut, avec succès, volontairement précipité sur la surface d'Eros à la fin de la mission. La mission japonaise MUSES-C est programmée pour atteindre l'astéroïde Itokawa alors que la mission DAWN, de la NASA, décollera en 2006 pour Vesta et Cérès, qu'elle atteindra en 2010 et 2014 (la mission est évoquée à notre section espace)
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