Les astéroïdes se trouvent principalement dans le vaste espace entre Mars et Jupiter, une région du système solaire appelée ceinture d’astéroïdes. Les astéroïdes sont trop petits pour être vus sans télescope; le premier d’entre eux n’a été découvert qu’au début du XIXe siècle.

Découverte et Orbites des Astéroïdes

À la fin des années 1700, de nombreux astronomes cherchaient une planète supplémentaire qu’ils pensaient devoir exister dans l’espace entre les orbites de Mars et de Jupiter. L’astronome sicilien Giovanni Piazzi pensait avoir trouvé cette planète manquante en 1801, lorsqu’il découvrit le premier astéroïde (ou comme il fut appelé plus tard, « planète mineure”) orbitant à 2,8 UA du Soleil. Sa découverte, qu’il nomma Cérès, fut rapidement suivie de la détection de trois autres petites planètes sur des orbites similaires.

Clairement, il n’y avait pas une seule planète manquante entre Mars et Jupiter mais plutôt tout un groupe d’objets, chacun beaucoup plus petit que notre Lune. (Une histoire de découverte analogue s’est déroulée au ralenti dans le système solaire externe. Pluton a été découverte au-delà de Neptune en 1930 et s’appelait initialement une planète, mais au début du XXIe siècle, plusieurs autres objets similaires ont été trouvés. Nous les appelons maintenant toutes des planètes naines.)

En 1890, plus de 300 de ces planètes ou astéroïdes mineurs avaient été découverts par des observateurs aux yeux acérés. Cette année-là, Max Wolf à Heidelberg a introduit la photographie astronomique dans la recherche d’astéroïdes, accélérant considérablement la découverte de ces objets sombres. Au XXIe siècle, les chercheurs utilisent des caméras électroniques pilotées par ordinateur, un autre saut technologique. Plus d’un demi-million d’astéroïdes ont maintenant des orbites bien déterminées.

Les astéroïdes reçoivent un numéro (correspondant à l’ordre de découverte) et parfois aussi un nom. À l’origine, les noms des astéroïdes étaient choisis parmi les déesses de la mythologie grecque et romaine. Après avoir épuisé ces noms et d’autres noms féminins (y compris, plus tard, ceux de conjoints, d’amis, de fleurs, de villes et autres), les astronomes se sont tournés vers les noms de collègues (et d’autres personnes de distinction) qu’ils souhaitaient honorer. Par exemple, les astéroïdes 2410, 4859 et 68448 sont nommés Morrison, Fraknoi et Sidneywolff, pour les trois auteurs originaux de ce manuel.

Le plus grand astéroïde est Cérès (numéroté 1), avec un diamètre d’un peu moins de 1000 kilomètres. Comme nous l’avons vu, Cérès était considérée comme une planète lors de sa découverte, mais plus tard, elle a été appelée un astéroïde (le premier de nombreux astéroïdes.) Maintenant, elle a de nouveau été reclassée et est considérée comme l’une des planètes naines, comme Pluton (voir le chapitre sur les Lunes, les Anneaux et Pluton). Nous trouvons toujours pratique, cependant, de discuter de Cérès comme le plus grand des astéroïdes. Deux autres astéroïdes, Pallas et Vesta, ont des diamètres d’environ 500 kilomètres, et environ 15 autres sont plus grands que 250 kilomètres (voir Tableau 1). Le nombre d’astéroïdes augmente rapidement avec la taille décroissante; il y a environ 100 fois plus d’objets de 10 kilomètres de diamètre que de 100 kilomètres de diamètre. En 2016, près d’un million d’astéroïdes ont été découverts par les astronomes.

Les astéroïdes tournent tous autour du Soleil dans la même direction que les planètes, et la plupart de leurs orbites se trouvent près du plan dans lequel la Terre et les autres planètes tournent. La majorité des astéroïdes se trouvent dans la ceinture d’astéroïdes, la région entre Mars et Jupiter qui contient tous les astéroïdes dont les périodes orbitales sont comprises entre 3,3 et 6 ans (Figure 1). Bien que plus de 75% des astéroïdes connus se trouvent dans la ceinture, ils ne sont pas rapprochés (comme ils sont parfois représentés dans les films de science-fiction). Le volume de la ceinture est en fait très important et l’espacement typique entre les objets (jusqu’à 1 kilomètre) est de plusieurs millions de kilomètres. (C’était une chance pour des vaisseaux spatiaux comme Galileo, Cassini, Rosetta et New Horizons, qui devaient traverser la ceinture d’astéroïdes sans collision.)

Figure 1 : Astéroïdes dans le Système solaire sont également tracés. Ce diagramme généré par ordinateur montre les positions des astéroïdes connus en 2006. Si les tailles des astéroïdes étaient dessinées à l’échelle, aucun des points représentant un astéroïde ne serait visible. Ici, les points d’astéroïdes sont trop gros et donnent une fausse impression de l’encombrement de la ceinture d’astéroïdes si vous y étiez. Notez qu’en plus de ceux de la ceinture d’astéroïdes, il existe également des astéroïdes dans le système solaire interne et certains le long de l’orbite de Jupiter (comme les groupes Troyens et Grecs), contrôlés par la gravité de la planète géante.

Pourtant, au cours de la longue histoire de notre système solaire, il y a eu un bon nombre de collisions entre les astéroïdes eux-mêmes. En 1918, l’astronome japonais Kiyotsugu Hirayama a découvert que certains astéroïdes appartenaient à des familles, des groupes aux caractéristiques orbitales similaires. Il a émis l’hypothèse que chaque famille pouvait résulter de la rupture d’un corps plus grand ou, plus probablement, de la collision de deux astéroïdes. De légères différences dans les vitesses avec lesquelles les différents fragments ont quitté la scène de collision expliquent la faible propagation sur les orbites maintenant observée pour les différents astéroïdes d’une famille donnée. Plusieurs dizaines de ces familles existent, et des observations ont montré que les membres individuels de la plupart des familles ont des compositions similaires, comme nous nous y attendions s’ils étaient des fragments d’un parent commun.

Composition et classification

Les astéroïdes sont aussi différents que le noir et le blanc. La majorité sont très sombres, avec une réflectivité de seulement 3 à 4%, comme un morceau de charbon. Cependant, un autre grand groupe a une réflectivité typique de 15%. Pour mieux comprendre ces différences et leur lien avec la composition chimique, les astronomes étudient le spectre de la lumière réfléchie par les astéroïdes à la recherche d’indices sur leur composition.

Les astéroïdes sombres sont révélés par des études spectrales comme étant des corps primitifs (ceux qui ont peu changé chimiquement depuis le début du système solaire) composés de silicates mélangés à des composés organiques sombres du carbone. Ceux-ci sont connus sous le nom d’astéroïdes de type C (« C” pour carbonés). Deux des plus grands astéroïdes, Cérès et Pallas, sont primitifs, comme presque tous les astéroïdes de la partie extérieure de la ceinture.

Le deuxième groupe le plus peuplé est celui des astéroïdes de type S, où « S” représente une composition pierreuse ou silicatée. Ici, les composés du carbone noir sont manquants, ce qui entraîne une réflectivité plus élevée et des signatures spectrales plus claires des minéraux silicatés. Les astéroïdes de type S sont également chimiquement primitifs, mais leur composition différente indique qu’ils ont probablement été formés à un endroit différent dans le système solaire des astéroïdes de type C.

Les astéroïdes d’une troisième classe, beaucoup moins nombreux que ceux des deux premières, sont composés principalement de métal et sont appelés astéroïdes de type M (« M” pour métallique). Spectroscopiquement, l’identification du métal est difficile, mais pour au moins le plus gros astéroïde de type M, Psyché, cette identification a été confirmée par le radar. Comme un astéroïde métallique, comme un avion ou un navire, est un bien meilleur réflecteur de radar qu’un objet pierreux, Psyché apparaît brillante lorsque nous visons un faisceau radar.

Comment de tels astéroïdes métalliques sont-ils apparus? Nous soupçonnons que chacun provenait d’un corps parent suffisamment grand pour que son intérieur fondu se dépose ou se différencie, et que les métaux les plus lourds ont coulé vers le centre. Lorsque ce corps parent s’est brisé lors d’une collision ultérieure, les fragments du noyau étaient riches en métaux. Il y a assez de métal dans même un astéroïde de type M de 1 kilomètre pour approvisionner le monde en fer et en de nombreux autres métaux industriels dans un avenir prévisible, si nous pouvions en apporter un en toute sécurité sur Terre.

En plus des astéroïdes de type M, quelques autres astéroïdes présentent des signes de réchauffement et de différenciation précoces. Ceux-ci ont des surfaces basaltiques comme les plaines volcaniques de la Lune et de Mars; le grand astéroïde Vesta (discuté dans un instant) est dans cette dernière catégorie.

Les différentes classes d’astéroïdes se trouvent à différentes distances du Soleil (Figure 2). En retraçant la variation de la composition des astéroïdes avec la distance du Soleil, nous pouvons reconstruire certaines des propriétés de la nébuleuse solaire à partir de laquelle ils se sont formés à l’origine.

Figure 2: Où Se Trouvent Différents Types d’Astéroïdes. Les astéroïdes de composition différente sont répartis à différentes distances du Soleil. Le type S et le type C sont tous deux primitifs; le type M est constitué de noyaux de corps parents différenciés.

Vesta : Un astéroïde différencié

Figure 3: Morceau de Vesta. Cette météorite (roche tombée de l’espace) a été identifiée comme un fragment volcanique de la croûte de l’astéroïde Vesta. (crédit : modification des travaux de R. Kempton (New England Meteoritical Services))

Vesta est l’un des astéroïdes les plus intéressants. Il orbite autour du Soleil avec un demi-grand axe de 2,4 UA dans la partie interne de la ceinture d’astéroïdes. Sa réflectivité relativement élevée de près de 30% en fait l’astéroïde le plus brillant, si brillant qu’il est réellement visible à l’œil nu si vous savez exactement où regarder. Mais sa véritable prétention à la renommée est que sa surface est recouverte de basalte, indiquant que Vesta est un objet différencié qui devait autrefois être volcaniquement actif, malgré sa petite taille (environ 500 kilomètres de diamètre).

Des météorites de la surface de Vesta (Figure 3), identifiées en comparant leurs spectres avec celui de Vesta elle-même, ont atterri sur Terre et sont disponibles pour une étude directe en laboratoire. Nous en savons donc beaucoup sur cet astéroïde. L’âge des coulées de lave dont sont issues ces météorites a été mesuré à 4,4 à 4.5 milliards d’années, très peu de temps après la formation du système solaire. Cet âge est conforme à ce à quoi nous pourrions nous attendre pour les volcans de Vesta; quel que soit le processus chauffé par un si petit objet était probablement intense et de courte durée. En 2016, une météorite est tombée en Turquie qui pourrait être identifiée à une coulée de lave particulière, comme l’a révélé la sonde spatiale Dawn en orbite.

Astéroïdes De près

Sur le chemin de sa rencontre avec Jupiter en 1995, la sonde Galileo a été ciblée pour voler à proximité de deux astéroïdes de type S de la ceinture principale appelés Gaspra et Ida. La caméra Galileo a révélé à la fois des fragments longs et très irréguliers (ressemblant à une pomme de terre battue), comme il sied à une collision catastrophique (Figure 4).

Figure 4 : Mathilde, Gaspra et Ida. Les trois premiers astéroïdes photographiés à partir de survols spatiaux, imprimés à la même échelle. Gaspra et Ida sont de type S et ont été étudiées par la sonde Galileo; Mathilde est de type C et était une cible de survol pour la sonde spatiale NEAR-Shoemaker. (crédit : modification des travaux par NEAR Project, Projet Galileo, NASA)

Les images détaillées nous ont permis de compter les cratères sur Gaspra et Ida, et d’estimer la durée pendant laquelle leurs surfaces ont été exposées à des collisions. Les scientifiques de Galileo ont conclu que ces astéroïdes n’ont qu’environ 200 millions d’années (c’est-à-dire que les collisions qui les ont formés ont eu lieu il y a environ 200 millions d’années). Les calculs suggèrent qu’un astéroïde de la taille de Gaspra ou d’Ida peut s’attendre à une autre collision catastrophique au cours du prochain milliard d’années, moment auquel il sera perturbé pour former une autre génération de fragments encore plus petits.

La plus grande surprise du survol d’Ida par Galilée fut la découverte d’une lune (qui fut alors nommée Dactyle), en orbite autour de l’astéroïde (Figure 5). Bien que seulement 1.de 5 kilomètres de diamètre, plus petit que de nombreux campus universitaires, Dactyl fournit aux scientifiques quelque chose d’autrement hors de leur portée — une mesure de la masse et de la densité de l’Ida en utilisant les lois de Kepler. La distance de la lune d’environ 100 kilomètres et sa période orbitale d’environ 24 heures indiquent qu’Ida a une densité d’environ 2,5 g / cm3, ce qui correspond à la densité des roches primitives. Par la suite, les grands télescopes à lumière visible et les radars planétaires de grande puissance ont découvert de nombreuses autres lunes d’astéroïdes, de sorte que nous sommes maintenant en mesure d’accumuler des données précieuses sur les masses et les densités d’astéroïdes.

Figure 5 : Ida et Dactyle. L’astéroïde Ida et sa minuscule lune Dactyle (le petit corps à sa droite), ont été photographiés par la sonde Galileo en 1993. De forme irrégulière, l’Ida mesure 56 kilomètres dans sa dimension la plus longue, tandis que le Dactyle mesure environ 1,5 kilomètre de diamètre. Les couleurs ont été intensifiées dans cette image; à l’œil, tous les astéroïdes ont l’air essentiellement gris. (crédit : modification des travaux de la NASA/JPL)

D’ailleurs, Phobos et Deimos, les deux petites lunes de Mars, sont probablement des astéroïdes capturés (Figure 6). Ils ont d’abord été étudiés à courte distance par les orbiteurs Viking en 1977 et plus tard par Mars Global Surveyor. Les deux sont irréguliers, quelque peu allongés et fortement créés, ressemblant à d’autres astéroïdes plus petits. Leurs plus grandes dimensions sont d’environ 26 kilomètres et 16 kilomètres, respectivement. Les petites lunes extérieures de Jupiter et de Saturne ont probablement également été capturées par des astéroïdes de passage, peut-être au début de l’histoire du système solaire.

Figure 6:Lunes de Mars. Les deux petites lunes de Mars, (a) Phobos et (b) Deimos, ont été découvertes en 1877 par l’astronome américain Asaph Hall. Leurs matériaux de surface sont similaires à de nombreux astéroïdes de la ceinture d’astéroïdes extérieure, ce qui conduit les astronomes à croire que les deux lunes peuvent être des astéroïdes capturés. (crédit a: modification des travaux de la NASA; crédit b:modification des travaux de la NASA / JPL-Caltech/University of Arizona)

À partir des années 1990, les engins spatiaux ont examiné de près plusieurs autres astéroïdes. La sonde Near Earth Asteroid Rendezvous (NEAR) s’est mise en orbite autour de l’astéroïde de type S Eros, devenant une lune temporaire de cet astéroïde. En route vers Eros, le vaisseau spatial PROCHE a été renommé en l’honneur du géologue planétaire Eugene Shoemaker, un pionnier de notre compréhension des cratères et des impacts.

Pendant un an, la sonde spatiale NEAR-Shoemaker a orbité autour du petit astéroïde à différentes altitudes, mesurant sa surface et sa composition intérieure ainsi que cartographiant Eros de tous les côtés (Figure 7). Les données ont montré qu’Eros est fait de certains des matériaux les plus chimiquement primitifs du système solaire. Plusieurs autres astéroïdes ont été révélés comme étant constitués de gravats lâchement liés, mais pas Eros. Sa densité uniforme (à peu près la même que celle de la croûte terrestre) et ses vastes rainures et crêtes à l’échelle mondiale montrent qu’il s’agit d’une roche fissurée mais solide.

Figure 7: Regardant vers le Bas le Pôle Nord d’Eros. Cette vue a été construite à partir de six images de l’astéroïde prises à une altitude de 200 kilomètres. Le grand cratère au sommet a été nommé Psyché (d’après la jeune fille qui était l’amante d’Éros dans la mythologie classique) et mesure environ 5,3 kilomètres de large. Une région en forme de selle peut être vue directement en dessous. Des cratères de différentes tailles sont visibles. (crédit: modification des travaux par la NASA / JHUPL)

Eros a beaucoup de matériaux de surface meubles qui semblent avoir glissé vers des altitudes plus basses. À certains endroits, la couche de gravats de surface est profonde de 100 mètres. Le sommet du sol meuble est parsemé de rochers épars à moitié enfouis. Il y a tellement de ces rochers qu’ils sont plus nombreux que les cratères. Bien sûr, avec la gravité si faible sur ce petit monde, un astronaute en visite trouverait des rochers lâches roulant vers elle assez lentement et pouvait facilement sauter assez haut pour éviter d’être touché par un. Bien que le vaisseau spatial PROCHE de Shoemaker n’ait pas été construit comme un atterrisseur, à la fin de sa mission orbitale en 2000, il a été autorisé à tomber doucement à la surface, où il a poursuivi son analyse chimique pendant une semaine de plus.

En 2003, la mission japonaise Hayabusa 1 a non seulement visité un petit astéroïde, mais a également ramené des échantillons pour les étudier dans des laboratoires sur Terre. L’astéroïde cible de type S, Itokawa (représenté sur la figure 8), est beaucoup plus petit qu’Eros, seulement environ 500 mètres de long. Cet astéroïde est allongé et semble être le résultat de la collision de deux astéroïdes distincts il y a longtemps. Il n’y a presque pas de cratères d’impact, mais une abondance de rochers (comme un tas de gravats) à la surface.

Figure 8 : Astéroïde Itokawa. La surface de l’astéroïde Itokawa ne semble pas avoir de cratères. Les astronomes ont émis l’hypothèse que sa surface est constituée de roches et de morceaux de glace maintenus ensemble par une petite quantité de gravité, et que son intérieur est probablement également un tas de gravats similaire. (crédit: JAXA)

Le vaisseau spatial Hayabusa n’a pas été conçu pour atterrir, mais pour toucher la surface juste assez longtemps pour recueillir un petit échantillon. Cette manœuvre délicate a échoué lors de son premier essai, le vaisseau spatial se renversant brièvement sur le côté. Finalement, les contrôleurs ont réussi à ramasser quelques grains de matériau de surface et à les transférer dans la capsule de retour.

Figure 9 : Retour de Hayabusa. Cette image dramatique montre la rupture de la sonde Hayabusa lors de sa rentrée. La capsule de retour, qui s’est séparée du vaisseau spatial principal et a été parachutée à la surface, brille en bas à droite. (crédit: modification des travaux de la NASA Ames / Jesse Carpenter / Greg Merkes)

La rentrée 2010 dans l’atmosphère terrestre au-dessus de l’Australie a été spectaculaire (Figure 9), avec une rupture enflammée du vaisseau spatial, tandis qu’une petite capsule de retour a été parachutée avec succès à la surface. Des mois d’extraction minutieuse et d’étude de plus d’un millier de minuscules particules de poussière ont confirmé que la surface d’Itokawa avait une composition similaire à une classe bien connue de météorites primitives. Nous estimons que les grains de poussière ramassés par Hayabusa étaient exposés à la surface de l’astéroïde depuis environ 8 millions d’années.

La mission spatiale la plus ambitieuse (appelée Dawn) a visité les deux plus grands astéroïdes de la ceinture principale, Cérès et Vesta, en orbite chacun pendant environ un an (Figure 10). Leurs grandes tailles (diamètres d’environ 1000 et 500 kilomètres, respectivement) les rendent appropriées pour la comparaison avec les planètes et les grandes lunes. Les deux se sont avérés être fortement cratérisés, ce qui implique que leurs surfaces sont anciennes. Sur Vesta, nous avons maintenant localisé les grands cratères d’impact qui ont éjecté les météorites basaltiques précédemment identifiées comme provenant de cet astéroïde. Ces cratères sont si grands qu’ils échantillonnent plusieurs couches de matière crustale de Vesta.

Figure 10: Vesta et Cérès. La sonde Dawn de la NASA a pris ces images des grands astéroïdes (a) Vesta et (b) Cérès. (a) Notez que Vesta n’est pas ronde, comme Cérès (qui est considérée comme une planète naine) l’est. Une montagne deux fois la hauteur du mont. L’Everest sur Terre est visible tout en bas de l’image de Vesta. (b) L’image de Cérès a ses couleurs exagérées pour faire ressortir les différences de composition. Vous pouvez voir une caractéristique blanche dans le cratère Occator près du centre de l’image. (crédit a, b: modification des travaux par la NASA /JPL-Caltech / UCLA / MPS /DLR/IDA)

Cérès n’a pas eu d’histoire comparable d’impacts géants, sa surface est donc recouverte de cratères qui ressemblent davantage à ceux des hautes terres lunaires. La grande surprise à Cérès est la présence de taches blanches très brillantes, associées principalement aux sommets centraux des grands cratères (Figure 11). Le minéral de couleur claire est une sorte de sel, soit produit lors de la formation de ces cratères, soit libéré par la suite de l’intérieur.

Figure 11: Taches blanches dans un Cratère plus grand sur Cérès. Ces caractéristiques brillantes semblent être des dépôts de sel dans un cratère de Cérès appelé Occator, qui fait 92 kilomètres de diamètre. (crédit : modification des travaux par la NASA / JPL-Caltech/ UCLA/MPS/DLR/IDA)

Glossaire

astéroïde: objet pierreux ou métallique en orbite autour du Soleil qui est plus petit qu’une planète majeure mais qui ne montre aucune preuve d’atmosphère ou d’autres types d’activité associés aux comètes

ceinture d’astéroïdes : région du système solaire située entre les orbites de Mars et de Jupiter dans laquelle se trouvent la plupart des astéroïdes ; la ceinture principale, où les orbites sont généralement les plus stables, s’étend de 2,2 à 3,3 UA du Soleil