ASTÉROÏDES

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Astéroïdes

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Distances des planètes au Soleil et loi de Titius-Bode

Distances des planètes au Soleil et loi de Titius-Bode
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Astéroïde Kleopatra

Astéroïde Kleopatra
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Diversité des astéroïdes

Diversité des astéroïdes
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Parmi les objets du système solaire dont les orbites ont été déterminées avec précision, la population des astéroïdes est de loin la plus nombreuse : plusieurs centaines de milliers, les découvertes se faisant au rythme de plusieurs milliers par an. À titre indicatif, les éphémérides publiées par le Jet Propulsion Laboratory – J.P.L., laboratoire conjoint de la N.A.S.A. et du California Institute of Technology – concernaient, en mars 2007, 368 655 astéroïdes et, à cette même époque, le nombre des astéroïdes qui avaient reçu un nom dépassait 13 500.

Les astéroïdes sont des petits corps en orbite autour du Soleil et dont la majorité (95 p. 100) gravitent entre l'orbite de Mars et celle de Jupiter, situées respectivement à 1,5 ua et 5,2 ua du Soleil (1 ua = 1 unité astronomique = distance moyenne Terre-Soleil ≃ 149 600 000 km). Ils forment ce qu'on appelle la ceinture principale des astéroïdes (figure). Certains de ces objets – peu nombreux –, dénommés Amor et Apollo, ont des orbites qui croisent celle de Mars ou même celle de la Terre, dans le cas des Apollo ; les astéroïdes Aten ont quant à eux des orbites intérieures à celle de la Terre. Il existe également des astéroïdes situés au-delà de l'orbite de Jupiter. Citons par exemple (944) Hidalgo, dont le périhélie (distance minimale au Soleil) est situé dans la ceinture principale, tandis que l'aphélie (distance maximale au Soleil) est voisine du demi-grand axe de Saturne ; citons encore (2060) Chiron, qui a montré des signes de faible activité cométaire et dont le demi-grand axe de l'orbite est compris entre ceux de Saturne et d'Uranus. Ces petits corps, appelés Centaures, ont des orbites similaires à celles des comètes périodiques et pourraient en fait être des comètes « éteintes » ou de faible activité. Ces objets apparaissent dans le ciel comme des astres mobiles de faible éclat. C'est pourquoi William Herschel proposa de les appeler « astéroïdes » (le mot grec asteroeidès signifiant semblable à une étoile), mais on les dénomme également « petites planètes ».

Astéroïdes

vidéo : Astéroïdes

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Nature et origine des astéroïdes.Les astéroïdes sont des corps rocheux en orbite autour du Soleil.La majorité d'entre eux gravitent entre les orbites de Mars et de Jupiter, dans une zone appelée ceinture principale des astéroïdes.Leur taille varie entre les quelque 1 000 kilomètres de... 

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Les premiers astéroïdes furent découverts au tout début du xixe siècle ; les découvertes se multiplièrent à partir de 1891 grâce à l'exploration photographique du ciel.

Les premiers astéroïdes découverts étaient situés à une distance du Soleil de 2,8 ua où la loi empirique de Titius-Bode (tabl. 1) prévoyait l'existence d'une planète jusqu'alors non observée. On a donc pensé que les astéroïdes étaient les fragments d'une planète éclatée. Cette hypothèse est maintenant complètement abandonnée. En revanche, la théorie largement admise aujourd'hui est que les astéroïdes sont des corps qui, à cause de perturbations gravitationnelles induites par Jupiter, n'ont jamais pu s'agglomérer pour former une planète.

Distances des planètes au Soleil et loi de Titius-Bode

tableau : Distances des planètes au Soleil et loi de Titius-Bode

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tabl. 1 — Distances des planètes au Soleil et loi de Titius-Bode. D'après cette loi, les distances des planètes au Soleil suivent une progression géométrique. On notera que, lors de son assemblée générale à Prague, le 24 août 2006, l'Union astronomique internationale (U.A.I.) a déchu... 

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L'étude approfondie des astéroïdes est importante essentiellement pour deux raisons : en premier lieu, elle permet de mieux comprendre la formation des planètes ; en second lieu, l'évolution des orbites de ces petits corps perturbées par la présence des planètes fournit la possibilité de vérifier les théories de la mécanique céleste, en particulier la théorie des perturbations.

Historique

Le premier astéroïde, (1) Cérès, est découvert à l'observatoire de Palerme, par le directeur de ce dernier, Giuseppe Piazzi, le 1er janvier 1801. Son orbite est reconnue elliptique et son demi-grand axe estimé à 2,8 ua, distance à laquelle la loi de Titius-Bode suggère l'existence d'une planète. Le 28 mars 1802, Heinrich Wilhelm Olbers découvre (2) Pallas, dont la dimension de l'orbite est voisine de celle de Cérès, ce qui conforte l'hypothèse de l'explosion de la planète manquante. Un troisième astéroïde, (3) Junon, est découvert par Carl Ludwig Harding le 1er septembre 1804, un quatrième, (4) Vesta, à nouveau par Olbers, le 29 mars 1807. Il faudra ensuite attendre le 8 décembre 1845 pour qu'un cinquième astéroïde, (5) Astraea, soit découvert, par Karl Hencke.

Jusqu'en 1890, les astéroïdes sont observés visuellement et reconnus comme tels à cause de leurs mouvements par rapport au Soleil. À partir de 1891, Max Wolf à Heidelberg et Auguste Charlois à Nice prennent les premières photographies d'astéroïdes. Les plaques photographiques étant exposées pendant une heure, les étoiles apparaissaient comme des points alors que les astéroïdes décrivaient un petit segment de droite. Cette technique, toujours utilisée, a permis, à l'aide des télescopes de Schmidt, de découvrir un grand nombre d'astéroïdes. Cependant, il est beaucoup plus difficile de déterminer l'orbite d'un astéroïde, cette détermination nécessitant en effet plusieurs clichés pris à des époques différentes et exigeant beaucoup d'attention pour mesurer et calculer des positions précises.

 Propriétés physiques des astéroïdes

La caractéristique principale des astéroïdes connus est leur diversité. Ils diffèrent entre eux par la taille, la forme, la couleur, la composition chimique et minéralogique (tabl. 2).

Astéroïde Kleopatra

photographie : Astéroïde Kleopatra

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L'astéroïde Kleopatra a été étudié grâce aux techniques de la radarastronomie, qui ont permis d'élaborer ce modèle dont la forme étonnante en «os de chien» résulte probablement d'une ancienne collision très violente. La longueur de cet objet est de 217 kilomètres et sa largeur... 

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Diversité des astéroïdes

tableau : Diversité des astéroïdes

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Éléments des quatre astéroïdes majeurs et des sept astéroïdes pères des principales familles. 

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Caractéristiques physiques

Le développement des télescopes et des méthodes observationnelles (spectroscopie, spectrophotométrie, astronomie infrarouge) ainsi que les observations radars et spatiales ont permis d'accroître nos connaissances concernant les caractéristiques physiques des astéroïdes, petits corps en rotation dont la surface et la structure interne nous fournissent des informations précieuses. En effet, les astéroïdes, qui se sont formés en même temps que les planètes, sont des échantillons de la matière primordiale du système solaire, puisqu'ils n'ont pas subi, du fait de leurs petites dimensions, les processus géologiques qui ont modifié continûment la surface des planètes. Avant les années 1970, on utilisait, pour mesurer le diamètre des astéroïdes, la technique fondée sur les occultations stellaires. Mais celles-ci sont des événements relativement rares, observables seulement dans des régions restreintes de la surface terrestre, et leur prédiction est peu précise. Aussi, depuis la fin des années 1970, détermine-t-on également le diamètre des astéroïdes en utilisant des méthodes radiométriques et polarimétriques. Ces deux techniques reposent sur la mesure de l'albédo de l'objet observé (l'albédo étant le pourcentage de lumière solaire incidente réfléchie par l'objet). Ayant mesuré l'albédo et connaissant par ailleurs la luminosité et la distance de l'astéroïde, on peut calculer ses dimensions. La méthode radiométrique a notamment été appliquée à un grand nombre d'astéroïdes en utilisant les données d'observation obtenues par le satellite Iras (Infrared Astronomy Satellite), destiné à observer le ciel dans l'infrarouge, qui ont abouti à l'élaboration du catalogue Iras Minor Planet Survey (I.M.P.S.). Les mesures obtenues par les méthodes radiométriques et polarimétriques sont en accord avec celles qui sont fournies par les occultations, les écarts étant compris entre 5 et 10 p. 100. On a pu ainsi vérifier statistiquement que le nombre d'astéroïdes ayant un diamètre plus grand que D est proportionnel à 2 ou —2.5 (un exposant constant n'est pas en accord avec les données observationnelles, en particulier pour les diamètres de 100 kilomètres, pour lesquels il semble qu'il y ait un excès d'objets). Cette relation implique, en premier lieu, que plus le diamètre est petit, plus grand est le nombre d'astéroïdes, en second lieu, que la majeure partie de la masse (proportionnelle à —3) est contenue dans les quelques gros astéroïdes. Cérès est le seul astéroïde dont le diamètre est voisin de 1 000 kilomètres ; viennent ensuite Pallas et Vesta, qui ont un diamètre deux fois plus petit que Cérès, et une trentaine d'objets qui ont un diamètre supérieur à 200 kilomètres. Il est difficile de déterminer avec précision la masse des astéroïdes. Celle-ci peut être calculée à partir de la déformation des orbites due aux perturbations gravitationnelles soit lors de passages rapprochés d'astéroïdes entre eux – phénomènes rarement observables –, soit lorsque deux astéroïdes ont des périodes de révolution proches et restent donc dans le voisinage l'un de l'autre. On a ainsi évalué, à partir de cette méthode dite directe, la masse de sept astéroïdes – Cérès, Pallas, Vesta, (10) Hygiea, (11) Parthenope, (15) Eunomia et (704) Interamnia – mais seules les masses de Cérès, Pallas, Vesta, Hygiea et Eunomia sont connues avec une bonne précision : 8,7 × 10 20, 3,18 × 10 20, 3,0 × 10 20, 9,3 × 10 19 et 8,3 × 10 18 kilogrammes, respectivement. On peut aussi, connaissant le diamètre de l'astéroïde, estimer sa masse si l'on suppose que l'astéroïde a une forme sphérique et qu'on peut évaluer avec une bonne approximation sa densité. On estime que la masse totale des astéroïdes est à peine égale à 0,05 masse terrestre, soit un peu plus du double de la masse de Cérès.

Classification des astéroïdes

Les perfectionnements de la spectroscopie et de la spectrophotométrie ont permis de développer une taxonomie des astéroïdes, c'est-à-dire une classification de ces objets selon divers types bien différenciés, à partir des propriétés optiques et spectroscopiques de leur surface. On distingue deux groupes principaux, qui correspondent aux classes C et S. L'albédo des deux classes est différent (0,03 en moyenne pour la classe C ; entre 0,10 et 0,22 pour la classe S) ainsi que la forme du spectre. Les astéroïdes de type C ont une composition minéralogique identique à celle des météorites dites chondrites carbonées, tandis que ceux du type S sont analogues aux météorites riches en silicates ; les dénominations C et S dérivent de ces analogies. Il est particulièrement intéressant de constater que la classe S est prédominante dans la partie interne de la ceinture principale jusqu'à des demi-grands axes a = 2,5 ua, tandis qu'au-delà de cette distance le type C est plus abondant. Outre ces deux groupes principaux, des classes moins importantes en nombre ont été introduites, par exemple les astéroïdes de types M, riches en minéraux métalliques, et ceux de type D, très sombres et rougis, riches peut-être en composés organiques complexes et similaires aux noyaux cométaires. Cette classification évolue constamment car de nouveaux programmes permettent d'observer de plus en plus d'astéroïdes de dimensions de plus en plus faibles.

Il est néanmoins désormais sûr qu'il existe une relation entre la distance au Soleil et les proportions des différents types ou classes (ou groupes), dépendant du matériau solide condensé dans la nébuleuse primitive, dont la température variait selon la distance au Soleil. Puisqu'il est vraisemblable que le type taxonomique est lié aux diverses compositions chimiques des minéraux existants à la surface des astéroïdes, la similitude avec les météorites permet d'obtenir des informations directes sur les processus qui ont eu lieu, lors de la formation du système solaire, dans la région frontière entre les planètes telluriques et les planètes géantes. À partir de l'examen des courbes de lumière des astéroïdes, on peut déterminer le mouvement de rotation et les propriétés morphologiques de ces objets. Les périodes de rotation sont très variées, la valeur minimale étant de 2 à 3 heures et la valeur maximale de plusieurs semaines. Les astéroïdes de types C et S ont des périodes moyennes de rotation très voisines et différentes de celles des astéroïdes de type M, qui semblent être en rotation rapide. La vitesse angulaire de rotation (proportionnelle à l'inverse de la période) décroît systématiquement lorsque le diamètre augmente et atteint une valeur minimale pour D = 120 kilomètres environ, puis augmente au-delà. Les formes des astéroïdes déduites des amplitudes des courbes de lumière présentent une grande variété pour les astéroïdes de diamètre inférieur à 100 kilomètres, qui vont jusqu'à ressembler à un cigare, tandis que les astéroïdes dont le diamètre est supérieur à 300 kilomètres (amplitudes petites) semblent être des petites planètes de forme quasi sphérique. Certains astéroïdes de diamètre voisin de 200 kilomètres ont une forme triaxiale plutôt allongée et une rotation rapide. Ces propriétés ont suggéré que ces objets ont acquis une forme triaxiale résultant (comme l'avait découvert Carl Jacobi au xixe siècle) de l'influence conjuguée de la rotation rapide et de la force d'autogravité engendrée par l'astéroïde ; la théorie de Jacobi permet de prévoir la densité de tels objets, qui est égale à 2 environ. Certaines courbes de lumière ont une forme qui ressemble à celle des étoiles binaires à éclipses et ces observations (qui pour certains objets ont été confirmées par des observations d'occultation, où l'étoile à été occultée plusieurs fois) ont suggéré l'existence d'astéroïdes binaires ou multiples. La méthode d'observation radar qui est appliquée aux objets très proches de la Terre, c'est-à-dire aux astéroïdes de type Amor, Apollo ou Aten (en anglais Near-Earth Asteroids, en abrégé N.E.A.s), a montré que ces objets ont des formes bien plus irrégulières que celles des astéroïdes de la ceinture principale. Certains, comme (1627) Ivar, (4769) Castalia ou (4179) Toutatis, sont formés de deux blocs.

Observations rapprochées

En 2007, six astéroïdes avaient été observés de près par une sonde spatiale. Le 29 octobre 1991, la sonde Galileo de la N.A.S.A. est passée à proximité de (951) Gaspra, situé à 2,2 ua environ du Soleil. Gaspra est un objet relativement petit (son diamètre moyen est d'une quinzaine de kilomètres) et de forme très irrégulière. L'âge de Gaspra (obtenu en utilisant la densité de cratères à sa surface, à partir des images de Galileo) est de quelques centaines de millions d'années. On savait que Gaspra était un astéroïde de type S, mais l'analyse des données spectrophotométriques transmises par la sonde a indiqué que les roches superficielles sont riches en fer et autres métaux. Ces résultats montrent que la composition de Gaspra n'est pas de type « primitif », mais que cet objet est vraisemblablement un fragment d'un corps différencié, avec un noyau métallique. (243) Ida – membre de la famille Koronis –, situé à 2,86 ua du Soleil et trois fois plus grand que Gaspra, a été observé par Galileo le 28 août 1993. Avant la rencontre avec la sonde, on savait que Ida était, comme Gaspra, un astéroïde de type S, avec un spectre un peu différent et une composante métallique plus faible. Cependant, la densité des cratères à sa surface a atteint un tel niveau de saturation que chaque nouveau cratère qui se forme en efface en moyenne un plus ancien. C'est pourquoi il est difficile d'évaluer l'âge de Ida. Néanmoins, si l'on suppose que le nombre de projectiles était le même que celui qui a cratérisé Gaspra, on peut estimer que Ida est âgé de 2 milliards d'années environ. Mais les images de Galileo ont apporté une surprise : Ida possède un satellite – baptisé Dactyl –, situé à une centaine de kilomètres et dont la période de révolution autour de Ida est de 20 heures environ. Dactyl est de forme sphérique, de 1,5 km de diamètre. Le 27 juin 1997, la sonde N.E.A.R. Shoemaker (Near Earth Asteroid Rendezvous) de la N.A.S.A. a survolé (253) Mathilde, dont la dimension maximale est d'une soixantaine de kilomètres, et qui présente la particularité de posséder au moins cinq cratères d'un diamètre supérieur à 20 kilomètres ; Mathilde serait un astéroïde de type C, en rotation très lente (période de 17,4 jours). La sonde N.E.A.R. Shoemaker s'est ensuite dirigée vers l’astéroïde (433) Éros, autour duquel elle se mit en orbite le 14 février 2000 ; elle se posa à sa surface le 12 février 2001, réalisant une première spatiale. La sonde Deep Space 1 a survolé l’astéroïde (9969) Braille le 29 juillet 1999. Stardust est passée au voisinage de l'astéroïde (5535) Annefrank le 2 novembre 2005.

Astéroïde Gaspra

photographie : Astéroïde Gaspra

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L'astéroïde Gaspra observé depuis une distance de 5 300 kilomètres par la sonde spatiale Galileo le 29 octobre 1991. La partie éclairée de l'astéroïde visible sur cette image a une dimension maximale de 18 kilomètres environ. Le diamètre du cratère situé au voisinage du terminateur, à... 

Crédits : Courtesy NASA / Jet Propulsion Laboratory

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Astéroïde Ida

photographie : Astéroïde Ida

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L'astéroïde Ida observé par la sonde spatiale Galileo à une distance de l'ordre de 3 500 kilomètres le 28 août 1993; l'astéroïde était alors situé à 441 millions de kilomètres du Soleil. Sa surface apparaît intensément cratérisée. 

Crédits : Courtesy NASA / Jet Propulsion Laboratory

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Astéroïde 243 Ida

photographie : Astéroïde 243 Ida

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L'astéroïde 243 Ida observé le 28 août 1993 par la sonde spatiale Galileo. 

Crédits : U.S. Geological Survey/ JPL/ NASA

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Astéroïdes Ida et Gaspra (comparaison)

photographie : Astéroïdes Ida et Gaspra (comparaison)

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Les astéroïdes Ida (à gauche) et Gaspra (à droite) présentés à la même échelle. Ce montage photographique utilise des images acquises par la sonde spatiale Galileo lors de son périple vers Jupiter. 

Crédits : Courtesy NASA / Jet Propulsion Laboratory

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Astéroïde Ida et son satellite Dactyl

photographie : Astéroïde Ida et son satellite Dactyl

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Cette image acquise le 28 août 1993 par la sonde spatiale Galileo montre l'astéroïde Ida et son petit satellite Dactyl (à droite) depuis une distance de 10 500 kilomètres environ. Les couleurs ont été renforcées afin de mettre en évidence les différences dans les propriétés physiques... 

Crédits : Courtesy NASA / Jet Propulsion Laboratory

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Astéroïde Mathilde

photographie : Astéroïde Mathilde

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Lancée le 17 février 1996 vers l'astéroïde Éros, la sonde spatiale N.E.A.R. Shoemaker est passée le 27 juin 1997 à 1212 kilomètres de l'astéroïde Mathilde, d'un diamètre moyen de 52 kilomètres mais de forme très irrégulière. Cette mosaïque de quatre images acquises depuis une... 

Crédits : Courtesy NASA / Jet Propulsion Laboratory

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Astéroïde Mathilde : cratères d'impact

photographie : Astéroïde Mathilde : cratères d'impact

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Cette image, acquise le 27 juin 1997 depuis une distance de 1200 kilomètres environ par la sonde spatiale N.E.A.R. Shoemaker, met en évidence la forte cratérisation de l'astéroïde Mathilde, témoignant de la fréquence et de l'intensité des collisions qui ont affecté cet objet. La surface... 

Crédits : Courtesy NASA / Jet Propulsion Laboratory

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L’astéroïde Éros vu par la sonde NEAR Shoemaker

photographie : L’astéroïde Éros vu par la sonde NEAR Shoemaker

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L'astéroïde Éros est un objet de forme irrégulière (34 km × 13 km × 13 km environ). Ces quatre images ont été obtenues par la sonde NEAR Shoemaker en février 2001. Le méridien 0 passe arbitrairement par le grand cratère d'impact désigné par une flèche, d'un diamètre voisin de... 

Crédits : J. Hopkins University/ Applied Physics Laboratory/ JPL/ NASA

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Surface d'Éros

photographie : Surface d'Éros

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La sonde N.E.A.R. Shoemaker est restée 1 an en orbite autour de l'astéroïde Éros (de février 2000 à février 2001). Cette mosaïque de quatre images acquises le 5 septembre 2000 à une distance de 100 km présente une partie de la surface de l'astéroïde. 

Crédits : J. Hopkins University/ Applied Physics Laboratory/ JPL/ NASA

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Dynamique des astéroïdes

La ceinture principale des astéroïdes, située entre l'orbite de Mars et celle de Jupiter, a la forme d'un anneau dont l'épaisseur est de quelques centaines de millions de kilomètres. Elle contient un très grand nombre de petits corps voyageant depuis plusieurs milliards d'années sur des orbites elliptiques qui peuvent souvent se croiser ; par conséquent, ces petits corps ont subi des collisions réciproques.

Les excentricités e et les inclinaisons i des orbites par rapport au plan de l'écliptique ne sont en général pas négligeables. Les valeurs moyennes sont de 0,15 pour l'excentricité et de 80 pour l'inclinaison. L'examen de la distribution des demi-grands axes a des orbites dans la ceinture principale montre que la répartition des astéroïdes en fonction de leur distance au Soleil est loin d'être uniforme. Entre 2 et 3,3 ua, la ceinture principale est fortement peuplée, à l'exception de zones étroites, dites lacunes de Kirkwood (du nom du mathématicien et astronome américain Daniel Kirkwood, qui les a découvertes en 1867), qui correspondent à des orbites dont la période de révolution est en rapport simple avec celle de Jupiter (1/3, 2/5, 3/7 et 1/2). En revanche, la ceinture extérieure, comprise entre 3,3 et 5,2 ua, est pratiquement dépeuplée, et l'on observe cette fois des concentrations aux endroits où des orbites ont des périodes en rapport simple avec celle de Jupiter (2/3, 3/4 et 1/1).

Le problème est très complexe : comment peut-on expliquer les propriétés des ceintures externe et interne, si contradictoires ? On peut expliquer la structure de la ceinture externe. L'existence des planètes troyennes (en résonance 1/1 avec Jupiter) est expliquée par la théorie des points de Lagrange. Les expériences numériques montrent que, aux résonances 3/5 et 2/3, certaines orbites sont piégées et sont donc stables.

En ce qui concerne les lacunes de Kirkwood, il a fallu attendre longtemps avant de trouver des phénomènes expliquant leur formation. En effet, même en simulant numériquement, sur plusieurs centaines de millions d'années, l'évolution d'orbites fictives, celles-ci ne sont pas déstabilisées.

Quatre types d'explications ont été avancés :

– l'hypothèse statistique suppose que les astéroïdes restent très peu de temps dans les résonances, où leur vitesse est maximale ; la probabilité de les observer dans ces résonances est donc très petite, alors qu'est grande celle de les observer à l'extérieur des résonances, où ils séjournent plus longtemps, car leur vitesse est relativement faible ;

– l'hypothèse gravitationnelle considère que la planète massive Jupiter a expulsé les astéroïdes à partir de perturbations purement gravitationnelles ;

– l'hypothèse collisionnelle fait jouer le mécanisme gravitationnel, mais attribue un rôle important aux collisions entre les astéroïdes ;

– reste l'hypothèse cosmogonique ; si l'on admet que la masse de Jupiter a varié rapidement au cours de sa formation, on montre que les conditions dynamiques ont été modifiées, empêchant les astéroïdes de se former dans les résonances.

Les hypothèses statistique et collisionnelle ont été abandonnées, car elles aboutissent à la formation de lacunes plus étroites que celles qui sont observées. Au début des années 1980, une modélisation particulière du problème dynamique permit à Jack L. Wisdom de faire une avancée décisive en direction de l'hypothèse gravitationnelle. Il réussit à montrer que des astéroïdes fictifs placés dans la lacune 1/3 pouvaient être déstabilisés sur quelques centaines de millions d'années. Ce résultat remarquable a été confirmé par des intégrations numériques tenant compte des perturbations de toutes les planètes (hormis Pluton), et non plus seulement dans le cadre d'un modèle simplifié.

En fait, ces résultats sont maintenant compris et sont valables pour toutes les lacunes, à l'exception de la 2/1, pour laquelle l'hypothèse cosmogonique est encore d'actualité.

L'enjeu de ces résultats réside non seulement dans l'expulsion hors de la ceinture des astéroïdes Apollo ou/et Amor mais également dans la localisation des routes chaotiques suivies par les objets qui sont tombés sur la Terre, les météorites. Ces dernières sont en effet pour la plupart des débris d'astéroïdes.

Un autre mécanisme joue un grand rôle au cours des évolutions des astéroïdes. Il est fourni par les résonances séculaires. Ces résonances séculaires sont en effet la clef du mécanisme qui conduit aussi bien à la création des lacunes de Kirkwood qu'au transfert des objets Apollo-Amor et des météorites. En effet, les astéroïdes sont soumis à des perturbations, dites séculaires, qui agissent sur des durées de l'ordre du million d'années. Par leurs attractions gravitationnelles mutuelles, les planètes subissent des variations de la forme et de l'orientation de leurs orbites, mais elles produisent également des variations lentes (séculaires) de la forme et de l'orientation des orbites des astéroïdes. Un astéroïde sera en résonance séculaire avec une planète lorsque les durées (séculaires) des variations de l'orbite de astéroïdes et de celle de la planète seront dans un rapport commensurable. Les résonances séculaires les plus importantes sont celles qui mettent en jeu, avec un rapport égal à l'unité, les variations des angles repérant les nœuds et les périhélies des orbites des planètes et de l'astéroïdes considérés. Par exemple, la résonance ν6 implique que les vitesses moyennes des périhélies de Saturne et de l'astéroïde sont pratiquement égales.

On notera les grandes différences entre les résonances en moyen mouvement et les résonances séculaires. Ces différences sont temporelles et spatiales.

Temporelles, car les échelles de temps en jeu sont très différentes, de l'ordre de quelques dizaines d'années, pour les résonances en moyen mouvement, à plusieurs dizaines de milliers d'années, pour les résonances séculaires.

Spatiales, car, si les premières sont bien localisées pour des valeurs définies du demi-grand axe, les secondes forment une surface dans l'espace demi-grand axe, excentricité, inclinaison (a, e, i) qui traverse toute la ceinture. Il s'ensuit que la possibilité pour un fragment d'astéroïde d'entrer en résonance à la suite d'une collision est beaucoup plus grande. Déjà, le travail semi-analytique de l'astronome américain James G. Williams, dans les années 1970, et les expériences numériques des années 1980 avaient montré que les orbites des corps en résonance séculaire peuvent subir de fortes variations en excentricité et en inclinaison. Les orbites ainsi perturbées sont très différentes des orbites initiales et peuvent atteindre les orbites de Mars, de la Terre et de Vénus. Ces résonances séculaires seraient un mécanisme possible pour le transport d'astéroïdes et de débris d'astéroïdes de la ceinture principale vers la Terre ou vers le Soleil, qui s'avère être un cimetière d'astéroïdes vagabonds.

Finalement, les résonances séculaires traversent les résonances en moyen mouvement, d'où il s'ensuit les phénomènes classiques de chaos liés au recouvrement des résonances. C'est ce phénomène de chaos lent qui est responsable des lacunes de Kirkwood, bien que ce ne soit pas encore prouvé pour la résonance 2/1.

Une autre caractéristique importante de la distribution des astéroïdes fut découverte par l'astronome japonais Kiyotsugu Hirayama en 1918. Celui-ci remarqua que certains astéroïdes se répartissent en groupes ou familles (selon Hirayama) présentant des caractéristiques orbitales analogues. En effet, les membres supposés de ces familles gravitent pratiquement à la même distance moyenne du Soleil, avec des périodes de révolution orbitale très semblables. De plus, quand on a éliminé les effets des perturbations planétaires, c'est-à-dire que l'on a obtenu (en utilisant des méthodes de perturbations très complexes) des invariants (ou intégrales premières) du mouvement, les excentricités et les inclinaisons transformées ainsi en éléments dits « propres » des orbites respectives des membres se regroupent. Les membres de chaque famille sont interprétés comme étant les fragments résultants de l'explosion d'un gros astéroïde, et la similitude de leurs orbites serait le « souvenir » de leur origine commune. Cette théorie sur l'origine des familles est toujours d'actualité, et l'on pense que ces explosions sont la conséquence de collisions entre astéroïdes. Il est aussi intéressant de remarquer que la plupart des familles découvertes par Hirayama sont homogènes au niveau des types taxonomiques, ce qui confirme qu'un seul astéroïde parent est à l'origine des familles (et que ce « parent » avait une composition homogène).

Origine des astéroïdes

En ce qui concerne l'origine des astéroïdes, on doit tenir compte, d'une part, du fait que la masse concentrée dans la ceinture principale est très faible et bien inférieure à celle de toutes les planètes, d'autre part, que, grâce à la configuration de leurs orbites, les astéroïdes peuvent subir des collisions destructives, transformant graduellement la population de la ceinture principale en poussière. Pour expliquer ces deux données, la théorie de l'explosion d'une planète développée par Olbers a bénéficié pendant longtemps d'une grande popularité. Comme nous l'avons vu, cette théorie a été abandonnée. En effet, les orbites des astéroïdes (contrairement aux familles d'Hirayama) sont bien trop différentes pour avoir une origine commune. De plus, les météorites, qui proviennent pour la plupart de la ceinture principale, ont des propriétés physico-chimiques incompatibles avec la température et la pression qui prévalent à l'intérieur d'une grosse planète. En revanche, les météorites semblent être des fragments de corps de quelques centaines de kilomètres. Enfin, on ne connaît pas de mécanisme capable de fournir l'énergie nécessaire pour faire exploser une planète puisque, contrairement aux étoiles, l'intérieur d'une planète n'est pas le siège de réactions nucléaires.

Aujourd'hui, la théorie largement admise est que les astéroïdes ne sont pas les résidus d'une planète éclatée mais plutôt les restes d'une planète avortée, qui n'a pu, comme les autres planètes, accréter les différents « embryons » ou planétésimaux de la matière diffuse qui formait le proto-système solaire. Le disque de la nébuleuse, qui était en rotation autour du jeune Soleil, contenait des particules solides de compositions diverses selon la température, qui dépendait elle-même de la distance à l'astre central. Dans la région la plus interne (la plus proche de l'astre), seule la poussière de type rocheux (silicates, minéraux de fer et de nickel) a résisté à la température très élevée de la région, tandis qu'à des distances plus grandes du Soleil, vers 3 à 5 ua, la température était si basse qu'il y a eu condensation de matériaux glacés comme l'eau, l'ammoniac et le méthane. Dans cette région, où la densité de matière disponible pour construire les planètes était plus importante que dans la région interne, l'agglomération de gros planétésimaux a été favorisée, et le plus gros noyau a donné naissance à Jupiter. Immédiatement après sa formation, la future planète Jupiter a « aspiré » les gaz légers de la nébuleuse (hydrogène et hélium) ; par ailleurs, elle a véritablement « expulsé » les résidus solides restés dans son voisinage, comprenant une partie des noyaux peu massifs, tandis que certains de ces planétésimaux ont été envoyés sur des orbites instables et très excentriques sous l'effet perturbateur (attraction gravitationnelle) du proto-Jupiter. Durant ce processus, la zone de la ceinture principale proche de Jupiter a donc été violemment perturbée. Ainsi, l'accrétion des particules solides s'est dramatiquement ralentie et, avant que le processus donne naissance à une planète (ce qui demande une dizaine de millions d'années), la ceinture a été bombardée par un certain nombre de planétésimaux venant de la région proche de Jupiter, expulsés ou déviés par des rencontres proches avec le proto-Jupiter.

Formation du système solaire

vidéo : Formation du système solaire

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Les scientifiques pensent qu'il y a quatre milliards et demi d'années un nuage interstellaire s'est contracté sous l'effet de sa propre gravité, avant de se fragmenter en nuages de poussière et de gaz. Ces derniers ont donné naissance à une nouvelle étoile, notre Soleil, et aux planètes.... 

Crédits : Encyclopædia Universalis France

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Après cette phase de turbulence primordiale, le principal processus qui a modifié la ceinture principale est sans aucun doute le processus de collisions réciproques. Tous les astéroïdes existants depuis l'origine du système solaire (c'est-à-dire depuis 4,5 milliards d'années) ont subi des collisions avec d'autres astéroïdes. L'observation en 1983, par le satellite Iras, d'une vaste ceinture de poussière dans la région de la ceinture principale montre que les collisions sont des processus toujours en action, et que la population des astéroïdes sera inexorablement détruite par une érosion collisionnelle.

—  Christiane FROESCHLÉ, Claude FROESCHLÉ

Les astéroïdes Aten, Apollo et Amor

Parmi les astéroïdes de notre système solaire, il existe une population bien singulière dont la principale caractéristique est de se mouvoir sur des orbites qui s'approchent de l'orbite de la Terre ou même la croisent. En 2007, un peu plus de 4 500 de ces petits corps, appelés aussi N.E.A. (selon la dénomination anglaise Near-Earth Asteroids), répartis en trois groupes (Aten, Apollo et Amor) en fonction de leurs caractéristiques orbitales, ont été découverts. Le plus gros d'entre eux a un diamètre de quelque 40 kilomètres, bien plus petit que celui des astéroïdes de la ceinture principale, dont les diamètres vont jusqu'à 1 000 kilomètres, et une estimation statistique montre qu'il existe au moins 2 000 corps de dimension supérieure à 1 kilomètre. À la suite de perturbations gravitationnelles avec les planètes, les N.E.A. peuvent entrer en collision avec la Terre et représentent donc une menace. En effet, cette population est responsable de la plupart des impacts terrestres de corps de taille supérieure à 1 kilomètre. Mais ces objets présentent aussi des intérêts scientifiques plus subtils. Ce sont pour la plupart des fragments de gros astéroïdes, et ils peuvent donc apporter des informations sur les processus de collisions dans la ceinture des astéroïdes, qui ont transformé une population de planétésimales en une population d'astéroïdes. Enfin, puisque les astéroïdes se sont formés en même temps que les planètes, les N.E.A. doivent contenir des échantillons de la matière primordiale du système solaire. La connaissance de la composition minéralogique de ces objets constitue donc un des chaînons essentiels pour bâtir un scénario satisfaisant de la formation des planètes. L'étude de leur évolution dynamique et de leurs caractéristiques physiques est récente, car elle nécessite des ordinateurs très puissants et fait appel à de nouvelles techniques d'observation.

La difficulté majeure à laquelle est confrontée l'étude de ces astéroïdes provient du fait qu'ils subissent des rencontres proches avec les planètes qui rendent leurs évolutions chaotiques sur des échelles de temps très courtes. Par conséquent, aucune prédiction de leurs évolutions ne peut être effectuée sur des temps plus longs que cent ans environ. Néanmoins, l'utilisation des techniques modernes de la mécanique céleste a permis de lever le voile sur les différentes évolutions possibles de ces petits corps et de mettre en évidence les différents types de mécanismes dynamiques qui peuvent les affecter, ainsi que leurs effets.

Classification des N.E.A.

Dans un problème à deux corps, l'orbite du second corps par rapport au premier est représentée par six paramètres constants qui déterminent la dimension et la forme de l'orbite (demi-grand axe a et excentricité e), l'orientation du plan de l'orbite par rapport à un plan de référence (inclinaison i et longitude du nœud Ω), l'orientation de l'orbite dans son plan (argument du périhélie ω), la position de l'objet sur son orbite (souvent repérée par un angle, l'anomalie moyenne M). Ces paramètres constants s'appellent les éléments osculateurs du mouvement à un instant considéré. Mais, lorsqu'un système gravitationnel fait intervenir plusieurs corps massifs, les perturbations mutuelles de ces corps provoquent des variations de leurs orbites. Ainsi, les planètes de notre système solaire se perturbent mutuellement de manière gravitationnelle et ces perturbations se traduisent par des rotations très lentes (séculaires) de leurs angles orbitaux. La précession du périhélie (repéré par sa longitude ̄ω = ω + Ω) caractérise le mouvement de rotation de l'orbite dans son plan et la précession du nœud (repéré par sa longitude Ω) celui de l'orbite dans l'espace. Les planètes exercent aussi des perturbations séculaires sur tout petit corps en orbite autour du Soleil, induisant deux mouvements de précession associés l'un à la longitude du périhélie ̄ω, l'autre à la longitude du nœud Ω. De plus, elles provoquent des perturbations à courtes périodes qui proviennent des combinaisons non commensurables entre les angles rapides (les anomalies moyennes) de leurs orbites et de celles des petits corps.

La théorie des perturbations s'intéresse à l'étude de l'évolution des orbites képlériennes dites osculatrices (instantanées), c'est-à-dire celles que les objets étudiés suivraient si, à l'instant considéré, les perturbations provoquées par les autres corps étaient subitement nulles. Ces orbites sont donc fonction de l'instant considéré et changent au cours du temps. Dans la suite, nous nous intéresserons aux évolutions des orbites osculatrices des N.E.A. et ce qualificatif sera omis.

Les N.E.A. sont classés, suivant les caractéristiques de leurs éléments orbitaux actuels, en trois groupes appelés Aten, Apollo et Amor ; les deux premiers croisent l'orbite de la Terre. Les Aten sont des astéroïdes dont le demi-grand axe orbital est inférieur à celui de la Terre (a < 1 ua) et dont la distance aphélique Q = a (1 + e), où e est l'excentricité, est supérieure à 0,983 ua (valeur de la distance périhélique moyenne de la Terre). Les Apollo ont un demi-grand axe a supérieur à 1 ua et une distance périhélique q = a (1 — e) inférieure à 1,017 ua (valeur de la distance aphélique moyenne de la Terre). Enfin, les Amor ont un demi-grand axe a supérieur à 1 ua et une distance périhélique q telle que 1,017 < q < 1,3 ua ; ils passent donc à l'intérieur de l'orbite de Mars (= 1,53 ua) mais ne recoupent pas celle de la Terre.

Ainsi, les Amor sont des objets qui s'approchent de la Terre tandis que les Aten et les Apollo sont des « croiseurs » de la Terre – c’est la raison pour laquelle on les nomme aussi géocroiseurs – qui peuvent même entrer en collision avec elle. Ces définitions sont en fait utilisées pour leur simplicité, car les évolutions des orbites de ces objets sont telles qu'ils peuvent passer d'un groupe à l'autre. L'évolution dynamique de ces petits corps peut en effet être affectée par de nombreux mécanismes avant qu'ils ne terminent leur existence selon quatre manières : un impact avec une planète, une collision destructrice avec un autre petit corps, l'éjection hors du système solaire à la suite d'une rencontre proche avec Jupiter, une collision avec le Soleil.

Ces objets, qui présentent un risque potentiel de collision avec notre planète constituent une population riche et complexe du point de vue des évolutions dynamiques de leurs orbites et suscitent de nombreuses interrogations.

Découverte et observation des N.E.A.

C'est en 1898 que le premier N.E.A. est observé. Il s’agit de (433) Éros, qui appartient au groupe Amor. Avec un diamètre moyen égal à 23 kilomètres, il est aujourd'hui le deuxième plus gros N.E.A. connu, après (1036) Ganymède, dont le diamètre est de 38,5 km. Il a fallu attendre 1932 pour que le véritable premier croiseur de la Terre soit observé. Son nom, (1862) Apollo, fut attribué au groupe ayant les mêmes caractéristiques orbitales. Enfin, (2062) Aten fut le premier objet observé du groupe portant son nom, et sa découverte ne date que de 1976.

Jusqu'aux années 1970, les N.E.A. n'étaient découverts qu'accidentellement, au cours d'observations ayant d'autres buts. Quatorze N.E.A. seulement étaient connus en 1950 et vingt-huit en 1970. La première recherche systématique fut alors entreprise au mont Palomar par l'équipe de Eleanor F. Helin et par Eugene et Carolyn Shoemaker. Utilisant la technique photographique, ce programme de recherche permit de doubler le nombre de découvertes dans les années 1980, portant le nombre total de N.E.A. connus à 120. En 1981, un autre programme de recherche débute au télescope Spacewatch de 0,91 m d'ouverture du Steward Observatory à Kitt Peak (Arizona), qui profite de l'introduction de nouvelles techniques fondées sur l'utilisation de caméras C.C.D. (Charge Coupled Devices, ou dispositifs à transfert de charges). D'autres programmes d'observation ont aussi été développés à l'Observatoire de la Côte d'Azur, au Lowell Observatory, à Flagstaff, dans l'Arizona...

Malgré l'augmentation des observations de N.E.A., le nombre de corps constituant cette population en fonction de leur taille est encore mal déterminé. Les dernières estimations établissent (avec un degré d'incertitude d'un facteur 2) qu'il existe deux mille N.E.A. d'une dimension supérieure à 1 kilomètre. De plus, David L. Rabinowitz (1993) a examiné les distributions des orbites et des tailles des N.E.A. découverts par le télescope Spacewatch. Ces distributions lui ont suggéré qu'une ceinture d'objets proches de la Terre pourrait exister, composée de petits astéroïdes dénommés S.E.A. (de l'anglais Small Earth-Approaching Asteroids), de diamètre inférieur à 50 mètres. Il conclut que les orbites de ces S.E.A. ne coïncident pas avec les orbites des N.E.A. de diamètre supérieur à 1 kilomètre observés par ce même télescope. Ses résultats conduisent en particulier à une quantité importante d'orbites de S.E.A. similaires à l'orbite de la Terre et à une lacune d'orbites de type Aten parmi ces objets.

Les différentes techniques d'observation (spectroscopie, photométrie, polarimétrie, radar...) ont permis d'améliorer la connaissance des propriétés physiques des N.E.A., incluant leur type taxonomique, leur composition chimique, leur taille, les propriétés de leur surface.

Propriétés physiques des N.E.A.

L'étude des propriétés physiques des N.E.A. est nécessaire pour déterminer leur région d'origine et les mécanismes dynamiques qui les ont transportés sur leurs orbites actuelles. De plus, étant donné que les astéroïdes Apollo ont des orbites qui peuvent les conduire à entrer en collision avec la Terre, ils sont soupçonnés d'être les corps parents de certaines météorites, et une détermination précise de leurs propriétés physiques et de leur évolution dynamique peut permettre d'établir un lien entre météorites et astéroïdes.

Les observations fondées sur les techniques spectroscopiques et sur les mesures d'albédo ont permis d'élaborer une classification des astéroïdes. L'analyse des spectres de plusieurs centaines d'objets de la ceinture principale a ainsi permis de les classer en quinze types taxonomiques, dont les propriétés optiques de surface (donc la composition, dans la plupart des cas) sont différentes de l'un à l'autre. En ce qui concerne les N.E.A., des observations similaires ont montré que presque tous les types taxonomiques des astéroïdes de la ceinture principale sont retrouvés ; mais la distribution de ces types taxonomiques est entachée par des difficultés observationnelles. Les objets de type C, par exemple, sont caractérisés par un faible albédo et sont plus difficiles à observer que les astéroïdes de taille similaire mais de type différent. Cependant, la variété de types taxonomiques des N.E.A. indique que la composition de ces objets est diversifiée et suggère que ceux-ci ont des origines très variées, c'est-à-dire qu'ils peuvent provenir des régions internes, mais aussi des régions externes de la ceinture principale et qu'une source cométaire est possible. Ainsi, des mécanismes dynamiques ont pu transporter et mélanger dans la même région des objets dont les origines et les évolutions antérieures étaient différentes.

Les diamètres des N.E.A. observés sont petits. Selon les estimations statistiques, environ 20 objets ont une taille supérieure à 5 kilomètres, 2 000 une taille supérieure à 1 kilomètre et 135 000 une taille supérieure à 100 mètres (la marge d'erreur sur n est d'un facteur 2 environ pour D < 2 km). Les segments de cette courbe peuvent être décrits mathématiquement en utilisant l'expression n = k D b, où k est une constante et b l'exposant d'une loi de puissance. Pour D supérieur à 3,5 km, = —5,4 ; pour 0,07 km < < 3,5 km, b = —2,0 ; pour 0,01 km < D < 0,07 km, = —3,5. À des tailles plus faibles (de 5 à 10 m), le nombre d'objets augmente d'un facteur 40 par rapport à celui qui est obtenu par extrapolation de la distribution en taille des objets de plus de 50 mètres.

L'absence d'objets de diamètre supérieur à 40 kilomètres est en accord avec l'idée que ces petits corps sont des fragments de plus gros astéroïdes, donc que les phénomènes collisionnels jouent un rôle important dans leur formation. Cette hypothèse fournit aussi une explication à leurs formes irrégulières et à la rugosité de leur surface indiquées par les observations radars. Les observations d'objets binaires ou accolés tels que (4179) Toutatis semblent indiquer notamment que certains N.E.A. sont des petits corps composites. De plus, la distribution bimodale de leurs périodes de rotation suggère que les N.E.A. ont des origines multiples et/ou qu'ils subissent des évolutions collisionnelles différentes.

D'où viennent les N.E.A. ?

De nombreuses études ont montré que la durée de vie des N.E.A. est comprise entre 1 et 100 millions d'années, donc bien inférieure à l'âge du système solaire. Pourtant, les estimations fondées sur le nombre de cratères des mers lunaires (qui ont gardé en mémoire les impacts depuis leur formation, il y a plus de 3 milliards d'années) et sur le nombre de N.E.A. observés suggèrent que les distributions en taille et en nombre de cette population sont similaires aujourd'hui à celles des trois derniers milliards d'années, même si de larges fluctuations stochastiques ont pu et peuvent se produire durant des intervalles de temps limités. La courte durée de vie collisionnelle et dynamique des N.E.A. nécessite alors l'existence d'une ou de plusieurs sources de réapprovisionnement : les corps qui disparaissent doivent être remplacés par des corps similaires de manière quasi continue. Mais il faut pour cela que de telles sources de réapprovisionnement existent. Quelles peuvent être ces sources potentielles ?

La première source est constituée par les astéroïdes de la ceinture principale, région située entre les orbites de Mars et de Jupiter, à des demi-grands axes compris entre 2,1 et 3,3 ua. Cette source est en accord avec les données spectrales et taxonomiques résumées précédemment. De plus, une grande fraction des N.E.A. connus (approximativement 45 p. 100) évolue sur des orbites dont le demi-grand axe a se situe dans la ceinture principale (a > 2 ua). Mais les excentricités des orbites de ces N.E.A. sont bien plus élevées que celles des orbites des astéroïdes évoluant dans la ceinture principale et dont la valeur typique est de 0,1. En effet, pour que ces astéroïdes croisent l'orbite de la Terre avec un demi-grand axe orbital supérieur à 2 ua, il faut que leur excentricité soit suffisamment grande pour que leur distance périhélique se situe à l'intérieur de l'orbite terrestre. En fait, de nombreuses études dynamiques et collisionnelles ont montré que la majeure partie des N.E.A. proviendrait de fragments issus d'une collision entre deux ou plusieurs objets situés dans la ceinture principale. Cependant, les fragments résultant de telles collisions sont éjectés à des vitesses de l'ordre de 100 mètres par seconde. Ces vitesses sont bien trop faibles pour provoquer des changements orbitaux permettant d'atteindre des orbites croisant la Terre. Une combinaison entre collisions et effets dus à des mécanismes dynamiques est donc nécessaire pour transporter du matériau de la ceinture principale vers la Terre. Ces mécanismes dynamiques sont de deux types : les résonances séculaires et les résonances de moyen mouvement. Ce n'est qu'au début des années 1990 que l'on a montré que ces résonances sont des mécanismes efficaces de transport de fragments d'astéroïdes de la ceinture principale vers la Terre. Les intégrations numériques sur plusieurs millions d'années ont montré que l'orbite d'un objet situé dans la résonance séculaire ν6 – qui correspond à la quasi-égalité des fréquences de précession des longitudes du périhélie des orbites de l'astéroïde et de Saturne – subit des accroissements de l'excentricité tels que celle-ci peut atteindre l'unité et provoquer une collision avec le Soleil. Les orbites situées dans la résonance ν5 – qui met en jeu la fréquence de la longitude du périhélie de l'orbite de Jupiter – peuvent quant à elles subir des augmentations de l'excentricité leur permettant seulement de croiser l'orbite de Mars. Enfin, la résonance séculaire mettant en jeu la fréquence de précession de la longitude du nœud de Saturne, appelée ν16, et qui apparaît à des demi-grands axes de l'ordre de 2,05 ua, a pour effet d'augmenter les inclinaisons des orbites des astéroïdes. Elle doit donc en partie expliquer l'origine de l'inclinaison élevée de certaines orbites de N.E.A.

Des études plus récentes ont montré l'existence du recouvrement de résonances : à l'intérieur de la plupart des résonances de moyen mouvement avec Jupiter – qui apparaissent lorsque le rapport des périodes orbitales de l'astéroïde et de Jupiter est un nombre rationnel –, la présence de résonances séculaires est possible, créant des régions chaotiques, quelle que soit l'excentricité considérée. Tous les petits corps se trouvant dans ces régions évoluent alors sur des orbites dont l'excentricité varie de manière très irrégulière et les maxima sont tels que leur distance périhélique devient inférieure à 1,3 ua. Une partie de leurs évolutions peut ainsi s'effectuer dans la région de croisement des planètes telluriques. De plus, l'excentricité peut parfois atteindre l'unité, entraînant une collision de l'astéroïde avec le Soleil.

Une autre source est constituée par des noyaux cométaires éteints dont les orbites pourraient être transportées sur des orbites de N.E.A. L'étude dynamique des astéroïdes réels dont les orbites ont les excentricités les plus élevées a été effectuée. Leurs orbites sont en fait similaires à celles de la comète P/Encke et de la population de météoroïdes Taurides et sont fortement perturbées par des rencontres proches avec la Terre. Cette étude a montré qu'une partie de ces objets doit trouver son origine dans la ceinture principale et dans la famille des comètes de Jupiter et qu'ils ont dû être transportés sur leurs orbites actuelles par la résonance séculaire ν6. Cependant, tous les mécanismes de transport d'orbites cométaires sur des orbites de N.E.A. ne sont pas encore bien compris et pourraient être de nature soit gravitationnelle soit non gravitationnelle. De plus, des études spectrales ont montré que seule une petite fraction des N.E.A. a une surface similaire à celle des noyaux cométaires. Les comètes pourraient en réalité ne représenter que 10 p. 100 des sources de N.E.A.

Risques d'impacts avec la Terre

Les risques d'impacts dus aux N.E.A. sont peut-être la raison la plus « terre à terre » d'acquérir une meilleure connaissance de cette population d'objets. Une prise de conscience concernant la menace d'une catastrophe due à une collision d'un astéroïde, même d'assez petite taille, avec la Terre est apparue, et l'impact spectaculaire de la comète Shoemaker-Levy-9 avec Jupiter, en 1994, n'a fait que rendre encore plus populaire une telle crainte.

Avant de pénétrer dans l'atmosphère à une vitesse de l'ordre de quelques dizaines de mètres par seconde, un petit objet est appelé météoroïde. Lors de la traversée de notre atmosphère, il s'échauffe et devient brillant ; il est alors appelé météore. S'il est suffisamment gros pour ne pas brûler totalement, il arrive à la surface de la Terre sous forme de cailloux appelés météorites.

Chaque jour, l'atmosphère de la Terre nous protège de milliers de petits débris ou de poussières. Les météores dans notre ciel nocturne sont une preuve visible de corps de ce type brûlant dans l'atmosphère à une altitude élevée. Jusqu'aux diamètres de l'ordre de 100 mètres pour les météoroïdes rocheux et de 10 mètres pour les météoroïdes métalliques, la plupart des corps célestes sont détruits dans l'atmosphère par une explosion. En 1908, l'explosion d'un objet d'environ 60 mètres de diamètre au-dessus de la Toungouska, en Sibérie, avec une énergie de l'ordre de 10 mégatonnes, a provoqué un tremblement de terre de magnitude 5 et la dévastation de la forêt sur 2 000 kilomètres carrés.

Il ne fait plus aucun doute que des impacts à grande échelle peuvent aussi se produire : le Meteor Crater, ou cratère Barringer (Arizona), de 1,2 km de diamètre, a été formé par un très petit N.E.A. (de diamètre similaire à celui de l'objet de la Toungouska, mais de composition métallique), il y a 50 000 ans. Plus de 100 structures terrestres annulaires sont reconnues comme étant des cratères d'impacts. La plupart d'entre eux ne sont pas faciles à reconnaître, car ils sont masqués par l'érosion, mais seuls des impacts peuvent être à l'origine de minéraux particuliers (magnétiques ou choqués) présents sur les lieux et des déformations caractéristiques dans les réseaux cristallins (du quartz notamment) dues au choc. L'abondance anormale en iridium dans la couche limite Crétacé-Tertiaire suggère aussi qu'un N.E.A. d'approximativement 10 kilomètres de diamètre a frappé la Terre à cette époque, provoquant une catastrophe climatique et écologique qui fut peut-être à l'origine de la disparition de nombreuses espèces, parmi lesquelles les dinosaures.

Le risque et le résultat d'une collision d'un N.E.A. doivent encore être clarifiés. Pour un corps de 50 mètres, l'intervalle de temps entre deux impacts successifs est de quelques siècles. Mais le diamètre minimal d'un corps produisant ce qui est défini par Clark R. Chapman et David Morrison (1994) comme une catastrophe globale (disparition de plus de 25 p. 100 de la population) est de 1,5 km. Selon ces auteurs, l'intervalle de temps séparant deux impacts de tels objets est de 500 000 ans.

Cependant, ces résultats ne sont que des estimations qui demandent à être précisées. En effet, sachant que, selon celles-ci, plusieurs milliers de N.E.A. de taille dangereuse existent, les craintes restent justifiées. Il est donc nécessaire d'inventorier la population des N.E.A. jusqu'aux petites tailles, de déterminer précisément leurs orbites et d'étudier leurs évolutions dynamiques possibles afin d'estimer leur probabilité de collision avec la Terre. Une étude a été menée concernant les risques d'impact des plus gros N.E.A. Elle a montré que l'astéroïde (433) Éros, dont le diamètre est de 23 kilomètres, pourrait entrer en collision avec la Terre dans quelques centaines de milliers d'années, alors qu'actuellement il peut s'approcher de notre planète mais ne croise pas son orbite.

Liens entre météorites et N.E.A.

L'origine des météorites est toujours un problème ouvert. Mais il est déjà établi qu'avant d'entrer en collision avec la Terre les corps à l'origine des météorites évoluent sur des orbites qui croisent l'orbite de la Terre. Par conséquent, ces objets appartiennent temporairement à l'un des trois groupes de N.E.A., qui constituent ainsi des sources potentielles d'objets entrant en collision avec notre planète. Des données spectrales récentes ont montré que de nombreux N.E.A. pourraient avoir la même composition que les météorites les plus communes, les chondrites ordinaires. Par ailleurs, les N.E.A. de type V et les météorites H.E.D. (howardites, eucrites et diogénites) ont la même composition minéralogique et un lien a été établi entre ces objets et l'astéroïde (4) Vesta, situé dans la ceinture principale.

Les orbites de quatre météorites ont pu être déterminées à l'aide de photographies photométriques et astrométriques. Ces orbites ont toutes des caractéristiques similaires : leur distance périhélique est relativement proche de l'orbite de la Terre, une portion de chacune d'elles se situe dans la ceinture principale et elles restent bien à l'intérieur de l'orbite de Jupiter.

Les orbites des quatre bolides associés à ces météorites ainsi que celles de quelques bolides très brillants correspondant à des objets mesurant de 1 à 10 mètres ont été intégrées numériquement sur un million d'années. Les résultats montrent que ces orbites subissent le même type d'évolutions que celles des N.E.A. Ils sont donc tout à fait en accord avec l'idée que les corps parents des météorites, bien que certainement situés initialement dans la ceinture principale, ont dû subir une série de collisions à la suite desquelles certains fragments ont suivi des routes résonnantes les faisant aboutir sur des orbites de N.E.A. Une fois sur ces orbites, ces fragments ont pu terminer leur existence par un impact avec la Terre. En d'autres termes, la différence entre les météoroïdes et les N.E.A. observés astronomiquement ne viendrait pas de leurs propriétés et évolutions dynamiques mais plutôt de leur plus petite taille.

Il faut noter qu'une très petite fraction des météorites provient aussi de fragments éjectés de la Lune et de Mars. En revanche, aucune météorite retrouvée n'a pu être catégoriquement rattachée à une comète. Ainsi, les orbites des N.E.A. et au moins une partie de celles des objets qui, une fois arrivés à la surface de la Terre sous forme de cailloux, sont appelés météorites, ont des caractéristiques communes. Cependant, l'origine exacte de ces météorites reste très incertaine. Certaines routes dynamiques partant de régions sources ont déjà été trouvées et sont identiques à celles qui ont précédemment été décrites pour les N.E.A., mais les échelles de temps au bout desquelles le matériau est délivré (de l'ordre de quelques millions d'années) ne sont pas en accord avec les contraintes imposées par les âges d'exposition aux rayons cosmiques (20 millions d'années en moyenne) mesurés sur les météorites récoltées. Ce paradoxe a été mis en évidence par des intégrations d'un grand nombre d'éjecta simulés de (4) Vesta initialement placés près des résonances ν6 et de moyen mouvement 3/1 avec Jupiter (l'astéroïde effectue trois tours autour du Soleil pendant que Jupiter en fait un). On a ainsi trouvé que les temps de vie dynamiques de ces fragments sont très courts (de l'ordre de quelques millions d'années) alors que ceux-ci sont supposés être à l'origine des météorites H.E.D., dont l'âge d'exposition aux rayons cosmiques est compris entre 5 et 100 millions d'années. Cela signifie probablement que, dans la plupart des cas, les orbites « stationnent » dans quelques régions stables de l'espace des éléments orbitaux avant de tomber dans les routes résonnantes qui les font évoluer rapidement.

Évolution dynamique des N.E.A. dans la région des planètes telluriques

Au cours de leurs évolutions, les orbites des N.E.A. ont pour principale caractéristique d'être fortement perturbées par des rencontres proches avec les planètes. Les variations orbitales qui résultent de chaque rencontre dépendent de manière très sensible des éléments orbitaux avant la rencontre.

Les orbites croisant des planètes sont en fait très sensibles non seulement aux conditions initiales choisies, mais aussi au modèle physique défini pour représenter le système solaire, à l'algorithme d'intégration et aux erreurs d'arrondis effectuées par l'ordinateur. L'introduction d'un petit changement dans l'une de ces options a pour conséquence de faire « perdre la mémoire » de leur origine commune aux orbites intégrées après un certain intervalle de temps et peut aboutir à des résultats qui divergent de manière exponentielle. Cette augmentation exponentielle des erreurs numériques implique que deux codes d'intégration appliqués au même modèle dynamique et aux mêmes conditions initiales donneront deux évolutions orbitales différentes, qui peuvent toutefois conserver un aspect qualitatif identique. De plus, la même méthode d'intégration utilisée par deux ordinateurs différents conduira à des résultats quantitatifs différents, à cause des erreurs d'arrondis, qui sont aussi spécifiques de chaque ordinateur.

L'étude de l'évolution dynamique des N.E.A. ne permet donc pas de prédire le futur des objets réels composant cette population, mais a plutôt pour but de mettre en évidence les différents types de mécanismes dynamiques pouvant affecter leurs évolutions, les régions de l'espace des éléments orbitaux dans lesquelles ces mécanismes sont présents et efficaces et les échelles de temps durant lesquelles ils peuvent agir.

Les intégrations numériques d'orbites de N.E.A. sur plusieurs millions d'années ont permis de mettre en évidence l'existence de quatre types de mécanismes dynamiques qui peuvent affecter les évolutions orbitales de ces objets dans la région des demi-grands axes a inférieurs à 2 ua. Ces mécanismes sont les rencontres proches avec les planètes, qui font évoluer les orbites aléatoirement dans l'espace des éléments orbitaux ; les résonances de moyen mouvement avec Vénus, la Terre et Mars, qui correspondent à des commensurabilités des périodes orbitales d'un corps et d'une planète (par exemple, dans la résonance 4/1 avec la Terre, l'astéroïde fait quatre tours autour du Soleil pendant que la Terre en accomplit un) ; aucun recouvrement avec des résonances séculaires faisant apparaître des régions chaotiques n'ayant été observé, ces résonances de moyen mouvement fournissent des mécanismes de protection contre les rencontres proches sur des échelles de temps de l'ordre de 105 à 106 ans et permettent ainsi d'augmenter la durée de vie des N.E.A. dans une région qui semblait dangereuse du point de vue collisionnel ; la résonance de Kozai, qui fournit un autre mécanisme de protection (sa présence est caractérisée par l'oscillation de l'argument du périhélie autour de 00 ou de 1800 ; elle se produit aux faibles inclinaisons [i < 100] et excentricités [e < 0,2] et à proximité de Vénus ou de la Terre) ; et les résonances séculaires. Une étude semi-analytique a permis de montrer que ces résonances, non seulement avec les planètes géantes mais aussi avec les planètes telluriques, sont toutes présentes dans la région où évoluent les N.E.A. ; elles contribuent de manière significative aux changements des éléments orbitaux ; les effets des résonances séculaires avec les planètes telluriques (Vénus, la Terre et Mars) peuvent être à l'origine du transport des N.E.A. dans différentes régions ; par exemple, la résonance ν4 avec Mars peut être à l'origine de l'accroissement de l'excentricité de l'orbite de l'astéroïde Éros et du transport de celui-ci vers la région de croisement de l'orbite de la Terre ; par ailleurs, les fréquences orbitales mises en jeu dans les résonances séculaires avec la Terre et Mars sont si voisines que ces résonances peuvent parfois se recouvrir et donner naissance à de grandes zones chaotiques.

Sous l'influence de nombreux mécanismes dynamiques, la population des N.E.A. est donc caractérisée par des évolutions et des temps de vie dynamiques très diversifiés.

—  Patrick MICHEL, Christiane FROESCHLÉ

Bibliographie

※ Généralités

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Écrit par :

  • : astronome de première classe à l'Observatoire de la Côte d'Azur
  • : astronome de première classe à l'Observatoire de la Côte d'Azur
  • : astrophysicien à l'Observatoire de la Côte d'Azur, chargé de recherche au C.N.R.S., responsable du groupe de planétologie dynamique du Laboratoire U.M.R. 6202 Cassiopée, C.N.R.S.

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Pour citer l’article

Christiane FROESCHLÉ, Claude FROESCHLÉ, Patrick MICHEL, « ASTÉROÏDES », Encyclopædia Universalis [en ligne], consulté le 16 octobre 2020. URL : https://www.universalis.fr/encyclopedie/asteroides/