Ceinture d'astéroïdes -Asteroid belt

Les astéroïdes du système solaire interne et Jupiter : La ceinture est située entre les orbites de Jupiter et de Mars.
  Soleil
  Chevaux de Troie Jupiter
  Orbites des planètes
  Ceinture d'astéroïdes
  Astéroïdes Hilda (Hildas)
  Objets géocroiseurs (sélection)
De loin le plus gros objet de la ceinture est la planète naine Cérès . La masse totale de la ceinture d'astéroïdes est nettement inférieure à celle de Pluton et environ le double de celle de Charon , la lune de Pluton .

La ceinture d'astéroïdes est une région en forme de tore du système solaire , située à peu près entre les orbites des planètes Jupiter et Mars . Il contient un grand nombre de corps solides, de forme irrégulière, de plusieurs tailles, mais beaucoup plus petits que les planètes , appelés astéroïdes ou planètes mineures . Cette ceinture d'astéroïdes est également appelée ceinture principale d'astéroïdes ou ceinture principale pour la distinguer des autres populations d'astéroïdes du système solaire telles que les astéroïdes géocroiseurs et les astéroïdes troyens .

La ceinture d'astéroïdes est le disque circumstellaire connu le plus petit et le plus interne du système solaire. Environ 60 % de sa masse est contenue dans les quatre plus gros astéroïdes : Cérès , Vesta , Pallas et Hygiea . La masse totale de la ceinture d'astéroïdes est estimée à 3% de celle de la Lune .

Cérès, le seul objet de la ceinture d'astéroïdes suffisamment grand pour être une planète naine , mesure environ 950 km de diamètre, tandis que Vesta, Pallas et Hygiea ont des diamètres moyens inférieurs à 600 km. Les corps restants ont la taille d'une particule de poussière. Le matériau de l'astéroïde est si finement réparti que de nombreux engins spatiaux sans pilote l'ont traversé sans incident. Néanmoins, des collisions entre gros astéroïdes se produisent et peuvent produire une famille d'astéroïdes , dont les membres ont des caractéristiques et des compositions orbitales similaires. Les astéroïdes individuels de la ceinture d'astéroïdes sont classés en fonction de leur spectre , la plupart se répartissant en trois groupes de base : carbonés ( type C ), silicatés ( type S ) et riches en métaux ( type M ).

La ceinture d'astéroïdes s'est formée à partir de la nébuleuse solaire primordiale en tant que groupe de planétésimaux . Les planétésimaux sont les plus petits précurseurs des protoplanètes . Entre Mars et Jupiter, cependant, les perturbations gravitationnelles de Jupiter ont imprégné les protoplanètes de trop d'énergie orbitale pour qu'elles s'accumulent dans une planète. Les collisions devinrent trop violentes, et au lieu de fusionner, les planétésimaux et la plupart des protoplanètes se brisèrent. En conséquence, 99,9% de la masse d'origine de la ceinture d'astéroïdes a été perdue au cours des 100 premiers millions d'années de l'histoire du système solaire. Certains fragments se sont finalement retrouvés dans le système solaire interne, entraînant des impacts de météorites avec les planètes internes. Les orbites des astéroïdes continuent d'être sensiblement perturbées chaque fois que leur période de révolution autour du Soleil forme une résonance orbitale avec Jupiter. À ces distances orbitales, un écart de Kirkwood se produit lorsqu'ils sont entraînés dans d'autres orbites.

Les classes de petits corps du système solaire dans d'autres régions sont les objets proches de la Terre , les centaures , les objets de la ceinture de Kuiper , les objets de disque dispersés , les sednoids et les objets du nuage d'Oort .

Le 22 janvier 2014, des scientifiques de l'Agence spatiale européenne (ESA) ont signalé la détection, pour la première fois définitive, de vapeur d'eau sur Cérès, le plus gros objet de la ceinture d'astéroïdes. La détection a été faite en utilisant les capacités infrarouges lointaines de l' observatoire spatial Herschel . La découverte était inattendue car les comètes , et non les astéroïdes, sont généralement considérées comme "des jets et des panaches de germination". Selon l'un des scientifiques, "les lignes deviennent de plus en plus floues entre les comètes et les astéroïdes".

Histoire de l'observation

Johannes Kepler a remarqué en 1596 des irrégularités dans les orbites de Mars et de Jupiter, qui ont ensuite été expliquées par la gravité des astéroïdes.

En 1596, Johannes Kepler écrivit : « Entre Mars et Jupiter, je place une planète », dans son Mysterium Cosmographicum , indiquant sa prédiction qu'une planète y serait trouvée. Lors de l'analyse des données de Tycho Brahe , Kepler pensait qu'il existait un écart trop important entre les orbites de Mars et de Jupiter pour correspondre au modèle actuel de Kepler indiquant où les orbites planétaires devraient être trouvées.

Dans une note de bas de page anonyme de sa traduction de 1766 de la Contemplation de la Nature de Charles Bonnet , l'astronome Johann Daniel Titius de Wittenberg a noté un modèle apparent dans la disposition des planètes, maintenant connu sous le nom de loi de Titius-Bode . Si l'on commençait une séquence numérique à 0, puis qu'on incluait 3, 6, 12, 24, 48, etc., en doublant à chaque fois, et qu'on ajoutait quatre à chaque nombre et divisait par 10, cela produisait une approximation remarquablement proche des rayons de la orbites des planètes connues telles que mesurées en unités astronomiques , à condition que l'on tienne compte d'une "planète manquante" (équivalente à 24 dans la séquence) entre les orbites de Mars (12) et de Jupiter (48). Dans sa note de bas de page, Titius déclara : "Mais le Seigneur Architecte aurait-il dû laisser cet espace vide ? Pas du tout." Lorsque William Herschel a découvert Uranus en 1781, l'orbite de la planète correspondait presque parfaitement à la loi, ce qui a conduit les astronomes à conclure qu'une planète devait se trouver entre les orbites de Mars et de Jupiter.

Giuseppe Piazzi , découvreur de Cérès, le plus gros objet de la ceinture d'astéroïdes : Cérès était connue comme une planète, mais plus tard reclassée comme un astéroïde et à partir de 2006 comme une planète naine.

Le 1er janvier 1801, Giuseppe Piazzi , président de l'astronomie à l' Université de Palerme , en Sicile, a trouvé un minuscule objet en mouvement sur une orbite avec exactement le rayon prédit par ce modèle. Il l'a surnommée "Cérès", du nom de la déesse romaine de la moisson et patronne de la Sicile. Piazzi a d'abord cru qu'il s'agissait d'une comète, mais son absence de coma suggérait qu'il s'agissait d'une planète. Ainsi, le modèle susmentionné a prédit les demi-grands axes des huit planètes de l'époque (Mercure, Vénus, Terre, Mars, Cérès, Jupiter, Saturne et Uranus). Parallèlement à la découverte de Cérès, un groupe informel de 24 astronomes surnommé la " police céleste " a été formé sous l'invitation de Franz Xaver von Zach dans le but exprès de trouver des planètes supplémentaires ; ils ont concentré leur recherche dans la région entre Mars et Jupiter où la loi Titius-Bode prévoyait qu'il devrait y avoir une planète.

Environ 15 mois plus tard, Heinrich Olbers , un membre de la police céleste, a découvert un deuxième objet dans la même région, Pallas. Contrairement aux autres planètes connues, Cérès et Pallas sont restées des points de lumière même sous les grossissements les plus élevés du télescope au lieu de se résoudre en disques. En dehors de leur mouvement rapide, ils semblaient indiscernables des étoiles .

En conséquence, en 1802, William Herschel suggéra de les placer dans une catégorie distincte, nommée "astéroïdes", d'après le grec asteroeides , signifiant "en forme d'étoile". Après avoir terminé une série d'observations de Cérès et Pallas, il a conclu,

Ni l'appellation de planètes ni celle de comètes ne peuvent être données avec aucune convenance de langage à ces deux étoiles ... Elles ressemblent tellement à de petites étoiles qu'elles ne s'en distinguent guère. D'où leur apparence astéroïdale, si je prends mon nom, et les appelle Astéroïdes ; me réservant cependant la liberté de changer ce nom, s'il s'en présentait un autre, plus expressif de leur nature.

En 1807, une enquête plus approfondie a révélé deux nouveaux objets dans la région : Juno et Vesta . L'incendie de Lilienthal lors des guerres napoléoniennes , où l'essentiel du travail avait été fait, a mis fin à cette première période de découverte.

Malgré la monnaie d'Herschel, pendant plusieurs décennies, il est resté courant de désigner ces objets comme des planètes et de préfixer leurs noms avec des nombres représentant leur séquence de découverte : 1 Cérès, 2 Pallas, 3 Junon, 4 Vesta. En 1845, cependant, les astronomes ont détecté un cinquième objet ( 5 Astraea ) et, peu de temps après, de nouveaux objets ont été trouvés à un rythme accéléré. Les compter parmi les planètes devenait de plus en plus fastidieux. Finalement, ils ont été supprimés de la liste des planètes (comme suggéré pour la première fois par Alexander von Humboldt au début des années 1850) et la monnaie de Herschel, les "astéroïdes", est progressivement devenue courante.

La découverte de Neptune en 1846 a conduit au discrédit de la loi Titius-Bode aux yeux des scientifiques car son orbite était loin de la position prédite. À ce jour, aucune explication scientifique de la loi n'a été donnée, et le consensus des astronomes la considère comme une coïncidence.

L'expression "ceinture d'astéroïdes" est entrée en usage au début des années 1850, bien qu'il soit difficile de déterminer qui a inventé le terme. La première utilisation anglaise semble être dans la traduction de 1850 (par Elise Otté ) du Cosmos d'Alexander von Humboldt : "[...] et l'apparition régulière, vers le 13 novembre et le 11 août, d'étoiles filantes, qui probablement font partie d'une ceinture d'astéroïdes coupant l'orbite terrestre et se déplaçant à une vitesse planétaire". Une autre apparition précoce s'est produite dans A Guide to the Knowledge of the Heavens de Robert James Mann : " Les orbites des astéroïdes sont placées dans une large ceinture d'espace, s'étendant entre les extrêmes de [...]". L'astronome américain Benjamin Peirce semble avoir adopté cette terminologie et en avoir été l'un des promoteurs.

Plus de 100 astéroïdes avaient été localisés à la mi-1868, et en 1891, l'introduction de l'astrophotographie par Max Wolf accéléra encore plus le rythme de découverte. Un total de 1 000 astéroïdes avaient été découverts en 1921, 10 000 en 1981 et 100 000 en 2000. Les systèmes modernes de surveillance des astéroïdes utilisent désormais des moyens automatisés pour localiser de nouvelles planètes mineures en nombre toujours croissant.

Origine

La ceinture d'astéroïdes montrant les inclinaisons orbitales par rapport aux distances du Soleil, avec des astéroïdes dans la région centrale de la ceinture d'astéroïdes en rouge et d'autres astéroïdes en bleu

Formation

En 1802, peu de temps après avoir découvert Pallas, Olbers suggéra à Herschel que Cérès et Pallas étaient des fragments d'une planète beaucoup plus grande qui occupait autrefois la région de Mars-Jupiter, cette planète ayant subi une explosion interne ou un impact cométaire plusieurs millions d'années auparavant, tandis que L'astronome d'Odessan KN Savchenko a suggéré que Ceres, Pallas, Juno et Vesta étaient des lunes échappées plutôt que des fragments de la planète explosée. La grande quantité d'énergie nécessaire pour détruire une planète, combinée à la faible masse combinée de la ceinture, qui n'est que d'environ 4% de la masse de la Lune terrestre, ne supporte pas ces hypothèses. De plus, les importantes différences chimiques entre les astéroïdes deviennent difficiles à expliquer s'ils proviennent de la même planète.

Une hypothèse pour la création de la ceinture d'astéroïdes concerne la façon dont, en général pour le système solaire, on pense que la formation planétaire s'est produite via un processus comparable à l'hypothèse nébulaire de longue date ; un nuage de poussière et de gaz interstellaires s'est effondré sous l'influence de la gravité pour former un disque rotatif de matière qui s'est ensuite condensé pour former le Soleil et les planètes. Au cours des premiers millions d'années de l'histoire du système solaire, un processus d'accrétion de collisions collantes a provoqué l'agglutination de petites particules, dont la taille a progressivement augmenté. Une fois que les amas avaient atteint une masse suffisante, ils pouvaient attirer d'autres corps par attraction gravitationnelle et devenir des planétésimaux. Cette accrétion gravitationnelle a conduit à la formation des planètes.

Les planétésimaux dans la région qui allait devenir la ceinture d'astéroïdes étaient trop fortement perturbés par la gravité de Jupiter pour former une planète. Au lieu de cela, ils ont continué à orbiter autour du Soleil comme auparavant, se heurtant parfois. Dans les régions où la vitesse moyenne des collisions était trop élevée, l'éclatement des planétésimaux avait tendance à dominer l'accrétion, empêchant la formation de corps de la taille d'une planète. Des résonances orbitales se sont produites là où la période orbitale d'un objet dans la ceinture formait une fraction entière de la période orbitale de Jupiter, perturbant l'objet sur une orbite différente; la région située entre les orbites de Mars et de Jupiter contient de nombreuses résonances orbitales de ce type. Alors que Jupiter migrait vers l'intérieur après sa formation, ces résonances auraient balayé la ceinture d'astéroïdes, excitant dynamiquement la population de la région et augmentant leurs vitesses les unes par rapport aux autres.

Au début de l'histoire du système solaire, les astéroïdes ont fondu dans une certaine mesure, permettant aux éléments qu'ils contenaient d'être partiellement ou complètement différenciés par masse. Certains des corps progéniteurs peuvent même avoir subi des périodes de volcanisme explosif et formé des océans de magma . En raison de la taille relativement petite des corps, cependant, la période de fusion était nécessairement brève (par rapport aux planètes beaucoup plus grandes) et s'était généralement terminée il y a environ 4,5 milliards d'années, dans les premières dizaines de millions d'années de formation. En août 2007, une étude des cristaux de zircon dans une météorite antarctique censée provenir de Vesta a suggéré que celle-ci, et par extension le reste de la ceinture d'astéroïdes, s'était formée assez rapidement, dans les 10 millions d'années suivant l'origine du système solaire.

Évolution

Les astéroïdes ne sont pas des échantillons du système solaire primordial. Ils ont subi une évolution considérable depuis leur formation, notamment un échauffement interne (au cours des premières dizaines de millions d'années), la fonte de la surface à la suite d'impacts, l'altération de l'espace par les radiations et le bombardement par des micrométéorites . Bien que certains scientifiques se réfèrent aux astéroïdes comme des planétésimaux résiduels, d'autres scientifiques les considèrent comme distincts.

On pense que la ceinture d'astéroïdes actuelle ne contient qu'une petite fraction de la masse de la ceinture primordiale. Des simulations informatiques suggèrent que la ceinture d'astéroïdes d'origine aurait pu contenir une masse équivalente à celle de la Terre. Principalement à cause des perturbations gravitationnelles, la majeure partie du matériau a été éjectée de la ceinture environ 1 million d'années après sa formation, laissant derrière elle moins de 0,1 % de la masse d'origine. Depuis leur formation, la distribution en taille de la ceinture d'astéroïdes est restée relativement stable ; aucune augmentation ou diminution significative des dimensions typiques des astéroïdes de la ceinture principale ne s'est produite.

La résonance orbitale 4:1 avec Jupiter, à un rayon de 2,06  unités astronomiques (UA), peut être considérée comme la limite intérieure de la ceinture d'astéroïdes. Les perturbations de Jupiter y envoient des corps sur des orbites instables. La plupart des corps formés dans le rayon de cet espace ont été balayés par Mars (qui a un aphélie à 1,67 UA) ou éjectés par ses perturbations gravitationnelles au début de l'histoire du système solaire. Les astéroïdes Hungaria sont plus proches du Soleil que la résonance 4: 1, mais sont protégés des perturbations par leur forte inclinaison.

Lorsque la ceinture d'astéroïdes s'est formée pour la première fois, les températures à une distance de 2,7 UA du Soleil formaient une " ligne de neige " sous le point de congélation de l'eau. Les planétésimaux formés au-delà de ce rayon ont pu accumuler de la glace. En 2006, une population de comètes avait été découverte dans la ceinture d'astéroïdes au-delà de la ligne des neiges, ce qui aurait pu fournir une source d'eau pour les océans de la Terre. Selon certains modèles, le dégazage de l'eau pendant la période de formation de la Terre était insuffisant pour former les océans, nécessitant une source externe telle qu'un bombardement cométaire.

La ceinture d'astéroïdes extérieure semble inclure quelques objets qui pourraient y être arrivés au cours des dernières centaines d'années, la liste comprend (457175) 2008 GO 98 également connu sous le nom de 362P.

Les caractéristiques

951 Gaspra , le premier astéroïde imagé par un vaisseau spatial, vu lors du survol de Galileo en 1991 ; les couleurs sont exagérées
Fragment de la météorite Allende , une chondrite carbonée tombée sur Terre au Mexique en 1969

Contrairement à l'imagerie populaire, la ceinture d'astéroïdes est en grande partie vide. Les astéroïdes sont répartis sur un volume si important qu'il serait improbable d'atteindre un astéroïde sans viser avec soin. Néanmoins, des centaines de milliers d'astéroïdes sont actuellement connus, et le nombre total se situe dans les millions ou plus, selon le seuil de taille inférieur. Plus de 200 astéroïdes sont connus pour être plus grands que 100 km, et une enquête dans les longueurs d'onde infrarouges a montré que la ceinture d'astéroïdes compte entre 700 000 et 1,7 million d'astéroïdes d'un diamètre de 1 km ou plus. Les magnitudes absolues de la plupart des astéroïdes connus se situent entre 11 et 19, avec une médiane d'environ 16.

La masse totale de la ceinture d'astéroïdes est estimée à2,39 × 10 21 kg, soit à peine 3 % de la masse de la Lune. Les quatre plus gros objets, Cérès, Vesta, Pallas et Hygiea, représentent peut-être 62 % de la masse totale de la ceinture, dont 39 % pour Cérès seul.

Composition

La ceinture actuelle se compose principalement de trois catégories d'astéroïdes : les astéroïdes de type C ou carbonés, les astéroïdes de type S ou silicatés et les astéroïdes de type M ou métalliques.

Les astéroïdes carbonés , comme leur nom l'indique, sont riches en carbone. Ils dominent les régions extérieures de la ceinture d'astéroïdes. Ensemble, ils représentent plus de 75 % des astéroïdes visibles. Ils sont plus rouges que les autres astéroïdes et ont un très faible albédo . Leurs compositions de surface sont similaires à celles des météorites chondrites carbonées . Chimiquement, leurs spectres correspondent à la composition primordiale du système solaire primitif, seuls les éléments les plus légers et les volatils étant éliminés.

Les astéroïdes de type S ( riches en silicate ) sont plus fréquents vers la région intérieure de la ceinture, à moins de 2,5 UA du Soleil. Les spectres de leurs surfaces révèlent la présence de silicates et d'un peu de métal, mais pas de composés carbonés significatifs. Cela indique que leurs matériaux ont été considérablement modifiés par rapport à leur composition primordiale, probablement par fusion et reformation. Ils ont un albédo relativement élevé et représentent environ 17 % de la population totale d'astéroïdes.

Les astéroïdes de type M (riches en métaux) forment environ 10 % de la population totale ; leurs spectres ressemblent à celui du fer-nickel. On pense que certains se sont formés à partir des noyaux métalliques de corps progéniteurs différenciés qui ont été perturbés par collision. Cependant, certains composés de silicate peuvent également produire un aspect similaire. Par exemple, le grand astéroïde de type M 22 Kalliope ne semble pas être principalement composé de métal. Au sein de la ceinture d'astéroïdes, la distribution en nombre des astéroïdes de type M culmine à un demi-grand axe d'environ 2,7 UA. Il n'est pas encore clair si tous les types M sont similaires sur le plan de la composition ou s'il s'agit d'une étiquette pour plusieurs variétés qui ne correspondent pas parfaitement aux principales classes C et S.

Hubble observe l'extraordinaire astéroïde à plusieurs queues P/2013 P5 .

Un des mystères de la ceinture d'astéroïdes est la rareté relative des astéroïdes de type V (Vestoïde) ou basaltiques . Les théories de la formation d'astéroïdes prédisent que des objets de la taille de Vesta ou plus devraient former des croûtes et des manteaux, qui seraient principalement composés de roche basaltique, ce qui ferait que plus de la moitié de tous les astéroïdes seraient composés de basalte ou d' olivine . Les observations suggèrent cependant que 99% du matériau basaltique prévu est manquant. Jusqu'en 2001, on croyait que la plupart des corps basaltiques découverts dans la ceinture d'astéroïdes provenaient de l'astéroïde Vesta (d'où leur nom de type V), mais la découverte de l'astéroïde 1459 Magnya a révélé une composition chimique légèrement différente des autres astéroïdes basaltiques découverts jusqu'alors . , suggérant une origine différente. Cette hypothèse a été renforcée par la nouvelle découverte en 2007 de deux astéroïdes dans la ceinture extérieure, 7472 Kumakiri et (10537) 1991 RY 16 , avec une composition basaltique différente qui ne pouvait pas provenir de Vesta. Ces deux derniers sont les seuls astéroïdes de type V découverts à ce jour dans la ceinture extérieure.

La température de la ceinture d'astéroïdes varie avec la distance au Soleil. Pour les particules de poussière dans la ceinture, les températures typiques vont de 200 K (-73 ° C) à 2,2 UA à 165 K (-108 ° C) à 3,2 UA. Cependant, du fait de la rotation, la température de surface d'un astéroïde peut varier considérablement car les côtés sont alternativement exposés au rayonnement solaire puis au fond stellaire.

Comètes de la ceinture principale

Plusieurs corps autrement banals dans la ceinture extérieure montrent une activité cométaire . Parce que leurs orbites ne peuvent pas être expliquées par la capture de comètes classiques, on pense que de nombreux astéroïdes extérieurs sont glacés, la glace étant parfois exposée à la sublimation par de petits impacts. Les comètes de la ceinture principale peuvent avoir été une source majeure des océans de la Terre parce que le rapport deutérium-hydrogène est trop faible pour que les comètes classiques aient été la source principale.

Orbites

La ceinture d'astéroïdes (montrant les excentricités), avec la ceinture d'astéroïdes en rouge et bleu (région "noyau" en rouge)

La plupart des astéroïdes de la ceinture d'astéroïdes ont des excentricités orbitales inférieures à 0,4 et une inclinaison inférieure à 30°. La distribution orbitale des astéroïdes atteint un maximum à une excentricité autour de 0,07 et une inclinaison inférieure à 4°. Ainsi, bien qu'un astéroïde typique ait une orbite relativement circulaire et se trouve près du plan de l' écliptique , certaines orbites d'astéroïdes peuvent être très excentriques ou voyager bien en dehors du plan de l'écliptique.

Parfois, le terme «ceinture principale» est utilisé pour désigner uniquement la région «noyau» plus compacte où se trouve la plus grande concentration de corps. Cela se situe entre les forts écarts de Kirkwood 4: 1 et 2: 1 à 2,06 et 3,27 UA, et à des excentricités orbitales inférieures à environ 0,33, ainsi qu'à des inclinaisons orbitales inférieures à environ 20 °. En 2006, cette région "centrale" contenait 93% de toutes les planètes mineures découvertes et numérotées dans le système solaire. La base de données JPL Small-Body répertorie plus d'un million d'astéroïdes connus de la ceinture principale.

Lacunes de Kirkwood

Nombre d'astéroïdes dans la ceinture d'astéroïdes en fonction de leur demi-grand axe : Les lignes pointillées indiquent les lacunes de Kirkwood , où les résonances orbitales avec Jupiter déstabilisent les orbites. La couleur donne une division possible en trois zones :
  Zone I : ceinture principale intérieure ( a < 2,5 UA )
  Zone II : ceinture principale médiane ( 2,5 UA < a < 2,82 UA )
  Zone III : ceinture principale extérieure ( a > 2,82 UA )

Le demi-grand axe d'un astéroïde est utilisé pour décrire les dimensions de son orbite autour du Soleil, et sa valeur détermine la période orbitale de la planète mineure . En 1866, Daniel Kirkwood annonça la découverte de lacunes dans les distances des orbites de ces corps par rapport au Soleil. Ils étaient situés dans des positions où leur période de révolution autour du Soleil était une fraction entière de la période orbitale de Jupiter. Kirkwood a proposé que les perturbations gravitationnelles de la planète aient conduit au retrait des astéroïdes de ces orbites.

Lorsque la période orbitale moyenne d'un astéroïde est une fraction entière de la période orbitale de Jupiter, une résonance de mouvement moyen avec la géante gazeuse est créée, suffisante pour perturber un astéroïde en de nouveaux éléments orbitaux . Les astéroïdes qui se trouvent dans les orbites d'écart (soit principalement en raison de la migration de l'orbite de Jupiter, soit en raison de perturbations ou de collisions antérieures) sont progressivement poussés vers différentes orbites aléatoires avec un demi-grand axe plus grand ou plus petit.

Collisions

La lumière zodiacale , dont une partie mineure est créée par la poussière des collisions dans la ceinture d'astéroïdes

La forte population de la ceinture d'astéroïdes en fait un environnement très actif, où les collisions entre astéroïdes se produisent fréquemment (sur des échelles de temps astronomiques). Les collisions entre les corps de la ceinture principale d'un rayon moyen de 10 km devraient se produire environ une fois tous les 10 millions d'années. Une collision peut fragmenter un astéroïde en plusieurs morceaux plus petits (conduisant à la formation d'une nouvelle famille d'astéroïdes ). Inversement, les collisions qui se produisent à des vitesses relatives faibles peuvent également joindre deux astéroïdes. Après plus de 4 milliards d'années de tels processus, les membres de la ceinture d'astéroïdes ressemblent désormais peu à la population d'origine.

Outre les corps d'astéroïdes, la ceinture d'astéroïdes contient également des bandes de poussière dont les rayons de particules peuvent atteindre quelques centaines de micromètres . Ce matériau fin est produit, au moins en partie, à partir de collisions entre astéroïdes et par l'impact de micrométéorites sur les astéroïdes. En raison de l' effet Poynting-Robertson , la pression du rayonnement solaire fait lentement tourner cette poussière vers le Soleil.

La combinaison de cette fine poussière d'astéroïde, ainsi que de la matière cométaire éjectée, produit la lumière zodiacale . Cette faible lueur aurorale peut être vue la nuit s'étendant de la direction du Soleil le long du plan de l' écliptique . Les particules d'astéroïdes qui produisent la lumière zodiacale visible ont en moyenne un rayon d'environ 40 μm. Les durées de vie typiques des particules nuageuses zodiacales de la ceinture principale sont d'environ 700 000 ans. Ainsi, pour maintenir les bandes de poussière, de nouvelles particules doivent être régulièrement produites dans la ceinture d'astéroïdes. On pensait autrefois que les collisions d'astéroïdes constituaient une composante majeure de la lumière zodiacale. Cependant, les simulations informatiques de Nesvorný et ses collègues ont attribué 85 % de la poussière de lumière zodiacale aux fragmentations des comètes de la famille de Jupiter, plutôt qu'aux comètes et aux collisions entre les astéroïdes de la ceinture d'astéroïdes. Au plus 10% de la poussière est attribuée à la ceinture d'astéroïdes.

Météorites

Certains des débris des collisions peuvent former des météorites qui pénètrent dans l'atmosphère terrestre. Sur les 50 000 météorites découvertes sur Terre à ce jour, 99,8 % proviendraient de la ceinture d'astéroïdes.

Familles et groupes

Ce tracé de l'inclinaison orbitale ( i p ) par rapport à l'excentricité ( e p ) pour les astéroïdes numérotés de la ceinture principale montre clairement des amas représentant des familles d'astéroïdes.
Vue d'ensemble des astéroïdes du système solaire intérieur jusqu'au système jovien .
Vue d'ensemble linéaire des corps du Système Solaire Intérieur.

En 1918, l'astronome japonais Kiyotsugu Hirayama a remarqué que les orbites de certains des astéroïdes avaient des paramètres similaires, formant des familles ou des groupes.

Environ un tiers des astéroïdes de la ceinture d'astéroïdes appartiennent à une famille d'astéroïdes. Ceux-ci partagent des éléments orbitaux similaires, tels que le demi-grand axe, l'excentricité et l'inclinaison orbitale ainsi que des caractéristiques spectrales similaires, qui indiquent toutes une origine commune dans la rupture d'un corps plus grand. Les affichages graphiques de ces éléments, pour les membres de la ceinture d'astéroïdes, montrent des concentrations indiquant la présence d'une famille d'astéroïdes. Il existe environ 20 à 30 associations qui sont presque certainement des familles d'astéroïdes. Des groupements supplémentaires ont été trouvés qui sont moins certains. Les familles d'astéroïdes peuvent être confirmées lorsque les membres affichent des caractéristiques spectrales. Les petites associations d'astéroïdes sont appelées groupes ou amas.

Certaines des familles les plus importantes de la ceinture d'astéroïdes (par ordre croissant d'axes semi-majeurs) sont les familles Flora , Eunoma , Koronis , Eos et Themis . La famille Flora, l'une des plus importantes avec plus de 800 membres connus, pourrait s'être formée à la suite d'une collision il y a moins d'un milliard d'années. Le plus gros astéroïde à être un véritable membre d'une famille (par opposition à un intrus dans le cas de Cérès avec la famille Gefion ) est 4 Vesta. On pense que la famille Vesta s'est formée à la suite d'un impact formant un cratère sur Vesta. De même, les météorites HED peuvent également provenir de Vesta à la suite de cette collision.

Trois bandes de poussière proéminentes ont été trouvées dans la ceinture d'astéroïdes. Ceux-ci ont des inclinaisons orbitales similaires à celles des familles d'astéroïdes Eos, Koronis et Themis, et sont donc peut-être associés à ces groupements.

L'évolution principale de la ceinture après le bombardement lourd tardif a très probablement été affectée par les passages de grands centaures et d'objets trans-neptuniens (TNO). Les centaures et les TNO qui atteignent le système solaire interne peuvent modifier les orbites des astéroïdes de la ceinture principale, mais seulement si leur masse est de l'ordre de10 −9  M pour les rencontres uniques ou, un ordre de moins en cas de multiples rencontres rapprochées. Cependant, il est peu probable que les Centaures et les TNO aient dispersé de manière significative de jeunes familles d'astéroïdes dans la ceinture principale, mais ils peuvent avoir perturbé certaines anciennes familles d'astéroïdes. Les astéroïdes actuels de la ceinture principale qui proviennent de Centaures ou d'objets trans-neptuniens peuvent se trouver dans la ceinture extérieure avec une courte durée de vie de moins de 4 millions d'années, très probablement entre 2,8 et 3,2 UA à des excentricités plus grandes que celles typiques de l'astéroïde de la ceinture principale.

Périphérie

Longeant le bord intérieur de la ceinture (entre 1,78 et 2,0 UA, avec un demi-grand axe moyen de 1,9 UA) se trouve la famille Hungaria de planètes mineures. Ils portent le nom du membre principal, 434 Hungaria ; le groupe contient au moins 52 astéroïdes nommés. Le groupe Hungaria est séparé du corps principal par l'écart 4: 1 de Kirkwood et leurs orbites ont une forte inclinaison. Certains membres appartiennent à la catégorie des astéroïdes qui traversent Mars, et les perturbations gravitationnelles de Mars sont probablement un facteur de réduction de la population totale de ce groupe.

Un autre groupe à forte inclinaison dans la partie interne de la ceinture d'astéroïdes est la famille Phocaea . Ceux-ci sont composés principalement d'astéroïdes de type S, alors que la famille Hungaria voisine comprend certains types E. La famille Phocée orbite entre 2,25 et 2,5 UA du Soleil.

Longeant le bord extérieur de la ceinture d'astéroïdes se trouve le groupe de Cybèle , en orbite entre 3,3 et 3,5 UA. Ceux-ci ont une résonance orbitale de 7:4 avec Jupiter. La famille Hilda orbite entre 3,5 et 4,2 UA, et a des orbites relativement circulaires et une résonance orbitale stable de 3: 2 avec Jupiter. Il y a peu d'astéroïdes au-delà de 4,2 UA, jusqu'à l'orbite de Jupiter. On y trouve les deux familles d' astéroïdes troyens qui, du moins pour les objets de plus de 1 km, sont à peu près aussi nombreux que les astéroïdes de la ceinture d'astéroïdes.

Nouvelles familles

Certaines familles d'astéroïdes se sont formées récemment, en termes astronomiques. L' amas de Karin s'est apparemment formé il y a environ 5,7 millions d'années à la suite d'une collision avec un astéroïde ancêtre de 33 km de rayon. La famille Veritas s'est formée il y a environ 8,3 millions d'années ; les preuves incluent la poussière interplanétaire récupérée des sédiments océaniques .

Plus récemment, l' amas Datura semble s'être formé il y a environ 530 000 ans à la suite d'une collision avec un astéroïde de la ceinture principale. L'estimation de l'âge est basée sur la probabilité que les membres aient leurs orbites actuelles, plutôt que sur des preuves physiques. Cependant, cet amas peut avoir été une source de poussière zodiacale. D'autres formations d'amas récentes, telles que l' amas d'Iannini ( il y a environ 1 à  5  millions d'années), peuvent avoir fourni des sources supplémentaires de cette poussière d'astéroïdes.

Exploration

Concept d'artiste du vaisseau spatial Dawn avec Vesta et Ceres

Le premier vaisseau spatial à traverser la ceinture d'astéroïdes a été Pioneer 10 , qui est entré dans la région le 16 juillet 1972. À l'époque, on craignait que les débris de la ceinture ne présentent un danger pour le vaisseau spatial, mais il a depuis été traversé en toute sécurité par 12 engins spatiaux sans incident. Pioneer 11 , Voyagers 1 et 2 et Ulysses ont traversé la ceinture sans avoir pris d'images d'astéroïdes. Galileo a photographié 951 Gaspra en 1991 et 243 Ida en 1993, NEAR a photographié 253 Mathilde en 1997 et a atterri sur 433 Eros en février 2001, Cassini a photographié 2685 Masursky en 2000, Stardust a photographié 5535 Annefrank en 2002, New Horizons a photographié 132524 APL en 2006, Rosetta imagé 2867 Šteins en septembre 2008 et 21 Lutetia en juillet 2010, et Dawn a mis en orbite Vesta entre juillet 2011 et septembre 2012 et a mis en orbite Cérès depuis mars 2015. En route vers Jupiter, Juno a traversé la ceinture d'astéroïdes sans collecter de données scientifiques. En raison de la faible densité de matériaux dans la ceinture, les chances qu'une sonde se heurte à un astéroïde sont maintenant estimées à moins de 1 sur 1 milliard.

La plupart des astéroïdes de la ceinture imagés à ce jour proviennent de brèves opportunités de survol par des sondes dirigées vers d'autres cibles. Seules les missions Dawn , NEAR Shoemaker et Hayabusa ont étudié les astéroïdes pendant une longue période en orbite et en surface.

Voir également

Références

Liens externes

Écoutez cet article ( 35 minutes )
Icône Wikipédia parlée
Ce fichier audio a été créé à partir d'une révision de cet article datée du 30 mars 2012 et ne reflète pas les modifications ultérieures. ( 2012-03-30 )