Ceinture astéroïdes
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Missions spatiales vers la ceinture d’astéroïdes
Cérès : planète naine de la ceinture
Formation
La plupart des scientifiques considèrent que la ceinture d’astéroïdes est composée de résidus du système solaire primitif qui n’ont jamais formés de planète.
À l’origine, il avait été avancé que la ceinture proviendrait de la fragmentation d’une planète (nommée Phaéton). Cette hypothèse est tombée en désuétude à cause d’un certain nombre de problèmes. Le premier concerne l’énorme énergie nécessaire. Un autre est la faible masse totale de la ceinture, qui n’est qu’une fraction de celle de la Lune. Enfin, les différences de composition chimique entre les astéroïdes sont difficiles à expliquer si tous proviennent du même corps.
Généralités
La grande majorité des astéroïdes de la ceinture principale ont une excentricité inférieure à 0,4 et une inclinaison inférieure à 30°. Leur distribution orbitale est maximale pour une excentricité d’environ 0,07 et une inclinaison inférieure à 4°. De façon schématique, un astéroïde typique de la ceinture principale possède une orbite relativement circulaire située près du plan de l’écliptique, mais il existe des exceptions.
Le terme de « ceinture principale » est parfois utilisé pour désigner exclusivement la région centrale où la concentration en astéroïdes est la plus grande. Elle est située entre les lacunes de Kirkwood (2,06 à 3,27 UA) et ses composants ont une excentricité plus petite que 0,33 pour une inclinaison inférieure à 20°. Cette région contient 93,4% de tous les astéroïdes numérotés du système solaire.
Famille d’astéroïdes
La première catégorie
Appelée ceinture principale, située entre Mars et Jupiter est subdivisée en huit groupes portant le nom de l’astéroïde principal : Hungaria, Flora, Phocaea, Koronis, Eos, Themis, Cybeles et Hildas:
- La famille d’Hungaria s’étend sur le bord interne de la ceinture, entre 1,78 et 2,0 UA. Elle est nommée d’après son membre principal, (434) Hungaria, et contient au moins 52 corps. La famille d’Hungaria est séparée du reste de la ceinture par la lacune de Kirkwood 4:1 et ses orbites possèdent une forte inclinaison. Certains membres de ce groupe croisent l’orbite de Mars et il est possible que des perturbations gravitationnelles de cette planète en réduisent la population totale.
- La famille de Phocée est un autre groupe de la partie interne de la ceinture d’astéroïdes dont les membres présentent une forte inclinaison. Elle est composée principalement d’astéroïdes de type S, tandis que la famille voisine d’Hungaria inclut quelques astéroïdes de type E. Elle orbite entre 2,25 et 2,5 UA.
- La famille de Cybèle occupe la partie externe de la ceinture principale, entre 3,3 et 3,5 UA, avec une résonance 7:5 avec Jupiter. La famille d’Hilda orbite entre 3,5 et 4,2 UA sur des orbites relativement circulaires et une résonance orbitale stable 3:2 avec Jupiter.
- Il y a relativement peu d’astéroïdes au-delà de 4,2 UA jusqu’à l’orbite de Jupiter. Les groupements d’astéroïdes suivants sont les deux groupes d’astéroïdes troyens, mais ils ne sont pas considérés comme des membres de la ceinture d’astéroïdes.
- Certaines familles d’astéroïdes se sont formées récemment du point de vue astronomique. Le groupe de Karin semble s’être formé il y a 5,7 millions d’années à la suite d’une collision avec un astéroïde de 16 km de rayon. La famille de Veritas s’est formée il y a 8,3 millions d’années et des preuves de cet événement ont pris la forme d’une poussière interplanétaire recouvrée dans des sédiments océaniques.
- Le groupe de Datura s’est semble-t-il formé il y a 450 millions d’années par collision. Cette estimation est basée sur la probabilité que ses membres possèdent leur orbite actuelle plutôt qu’une preuve physique. Il pourrait avoir contribué à la poussière zodiacale. D’autres groupes récents, comme celui d’Iannini (entre 1 à 5 millions d’années) pourraient avoir contribué à cette poussière.
- On estime à 20 à 30 le nombre de familles quasi-certaines, dont les membres présentent un spectre commun. Les associations d’astéroïdes plus petites sont appelés des groupes.
La seconde catégorie
Les NEA (Near Earth Asteroids) contient les astéroïdes dont l’orbite est proche de celle de la Terre. Elle est subdivisée en trois groupes :
- Aten : ce sont les astéroïdes dont le demi grand axe de leur orbite mesure moins d’une unité astronomique (UA) et dont la distance de l’aphélie est supérieure à 0,983 UA. Il arrive parfois à ces astéroïdes de croiser l’orbite de la Terre à leur aphélie.
- Apollo : ce sont les astéroïdes dont le demi grand axe de leur orbite est plus grand que 1 UA et la distance du périhélie est inférieure à 1,017 UA. L’orbite de ces astéroïdes entrecoupe de temps en temps celle de la Terre.
- Amor : à leur périhélie, leur distance au soleil est comprise entre 1,017 et 1,3 UA. L’orbite de ces astéroïdes entrecoupe celle de Mars sans atteindre celle de la Terre.
La troisième et dernière catégorie
Les ECA (Earth Crossing Asteroids), sont les astéroïdes qui croisent l’orbite terrestre : ils se déplacent sur une trajectoire les faisant entrer régulièrement dans la zone de capture de la Terre, crée par la présence des perturbations gravitationnelles de cette dernière, et des autres planètes.
Composition
Pendant le début du système solaire, les astéroïdes ont subi un certain degré de fusion, permettant à leurs éléments d’être partiellement ou complètement différenciés par masse. Certains corps initiaux pourraient avoir connu une période de volcanisme explosif et des océans de magma. Cependant, du fait de leur petite taille, cette période de fusion fut brève (par rapport aux planètes) et c’est généralement terminée il y a 4,5 milliards d’années après avoir duré entre quelques dizaines à une centaine de millions d’années.
Sources : IMCCE / JPL / NASA
Occultation
Les mesures des durées d’occultations des étoiles par les astéroïdes permettent de déterminer avec précision leurs formes et leurs dimensions.
Crédits photographiques : NASA
