ASTÉROÏDES

 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

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... 

Crédits : Courtesy NASA / Jet Propulsion Laboratory

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Diversité des astéroïdes

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

Crédits : Encyclopædia Universalis France

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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 D ^—2 ou D ^—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 D ^—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. Le [...]

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Distances des planètes au Soleil et loi de Titius-Bode
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Diversité des astéroïdes
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