ASTÉROÏDES

ASTÉROÏDES

Les astéroïdes sont des petits corps gravitant autour du Soleil et dont la majorité se trouve située entre l’orbite de Mars et celle de Jupiter. Ils forment ce qu’on appelle la ceinture des astéroïdes (fig. 1). Certains de ces objets – peu nombreux – croisent l’orbite de la Terre; ce sont les astéroïdes Apollo. D’autres possèdent des orbites qui s’étendent au-delà de l’orbite de Saturne. Ces petits corps apparaissent dans le ciel comme des astres mobiles de faible éclat. C’est pourquoi William Herschel proposa de les appeler «astéroïdes» (le mot grec asteroeides signifiant semblable à une étoile), mais on les dénomme également «petites planètes».

Les premiers astéroïdes furent découverts au tout début du XIX^e 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 (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 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.

L’étude approfondie des astéroïdes est importante 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, Cérès, est découvert à l’observatoire de Palerme, par son directeur, Giuseppe Piazzi, le 1^er janvier 1801. Son orbite est reconnue elliptique et son demi-grand axe estimé à 2,8 ua (1 ua = 1 unité astronomique 力 distance Terre-Soleil 力 149 600 000 km), distance à laquelle la loi empirique de Titius-Bode suggère l’existence d’une planète. Le 28 mars 1802, Wilhelm Olbers découvre Pallas, dont l’orbite est presque similaire à celle de Cérès, ce qui conforte l’hypothèse de l’explosion de la planète manquante. Un troisième astéroïde, Junon, est découvert par Carl Ludwig Harding en 1804, un quatrième, Vesta, à nouveau par Olbers, en 1807.

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: alors que 18 000 astéroïdes environ sont connus, l’orbite de seulement 5 000 d’entre eux a pu être déterminée.

Nature des astéroïdes

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

Le perfectionnement des méthodes optiques, les études par radar et les progrès de l’astronomie infrarouge ont permis d’obtenir de meilleures informations sur ces objets. Par ailleurs, la première image d’un astéroïde, 951 Gaspra, a été acquise par la sonde Galileo, le 29 octobre 1991.

On connaît actuellement, en mesurant le temps d’occultation d’étoiles par des astéroïdes, le diamètre de 200 d’entre eux; Cérès, le plus gros astéroïde connu, a un diamètre de 933 kilomètres, mais trente astéroïdes seulement ont un diamètre supérieur à 200 kilomètres: dans leur grande majorité, les astéroïdes sont de très petits corps.

On connaît la masse des trois astéroïdes Cérès, Pallas et Vesta (5,9 . 10^-10, 1,08 . 10^-10, 1,38 . -10^-10 Mo, respectivement). 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 – phénomème rarement observable –, soit lorsque deux astéroïdes ont des périodes de révolution proches, et restent donc dans le voisinage l’un de l’autre. La masse totale de tous les astéroïdes connus, déduite de la mesure de leurs dimensions et d’une estimation de leur masse volumique, est de 1,9 . 10^-9 masse solaire, soit 1 600 fois plus faible que celle de la Terre. Les variations d’éclat (courbes de lumière) des astéroïdes (fig. 2) montrent que la majorité des petites planètes sont hétérogènes, de formes irrégulières, et tournent sur elles-mêmes avec des périodes de rotation comprises, pour la plupart, entre 2 et 24 heures.

On se demande si certains astéroïdes ne sont pas doubles, comme le suggère leur courbe de lumière, semblable à celle d’étoiles doubles à éclipses (fig. 3).

L’analyse des spectres des astéroïdes montre qu’ils sont très différents les uns des autres. 75 p. 100 des astéroïdes font partie du groupe C (pour carbonés); ils sont très sombres et présentent des analogies avec les météorites chondrites carbonées. Le groupe S rassemble les astéroïdes riches en silicates, et ceux du groupe M sont constitués de métaux comme le fer et le nickel. Deux autres classes ont été créées sur la base de leur couleur et de leur pouvoir réflecteur: ce sont les types E et R. Les autres, qui ont des propriétés mal comprises, sont rassemblés dans le groupe U (pour unknown ).

Origine des astéroïdes

On pense que l’origine des astéroïdes est étroitement liée à celle des planètes. Les astéroïdes ont pris naissance dans les nuages interstellaires, formés de gaz et de poussières. Sous l’influence de phénomènes cosmiques violents, les poussières se sont coagulées et ont formé les planétésimaux ; par la suite, ces corps se sont à leur tour coagulés pour former des corps plus massifs et ont formé les planètes. Mais, dans la région où se trouvent les astéroïdes, le processus d’agglomération a été interrompu. Selon V. S. Safronov, la proximité de la planète Jupiter serait la cause de ce phénomène: si l’on suppose que la ceinture des astéroïdes était remplie de planétésimaux moins massifs que ceux qui se trouvaient au voisinage de l’orbite du futur Jupiter, la plupart des planétésimaux massifs ont formé Jupiter; à la suite de collisions, certains d’entre eux ont vu leurs orbites fortement allongées et sont venus expulser certains planétésimaux au voisinage de la future ceinture, tandis que d’autres, sous l’influence d’accélérations parasites, se sont fragmentés au lieu de s’agglomérer et ont formé les astéroïdes.

Dynamique des astéroïdes

La ceinture des astéroïdes forme un disque situé entre 2 et 5 ua du Soleil. Si l’on admet que les astéroïdes se sont formés à partir de collisions – phénomènes purement aléatoires –, on devrait observer une répartition uniforme des orbites des astéroïdes dans la ceinture. Or ce n’est pas le cas. La répartition des astéroïdes en fonction de leur distance au Soleil (fig. 4) présente plusieurs particularités. La ceinture principale, entre 2 et 3,3 ua, 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), 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). Ces orbites sont dites en résonance de moyen mouvement avec Jupiter. Ces lacunes voisinent avec des «accumulations», où sont concentrées les familles d’Hirayama. Cet astronome japonais a montré que ces groupes ou familles étaient formés d’astéroïdes ayant des éléments orbitaux semblables. Chacune de ces familles pourrait provenir d’un astéroïde père qui aurait été fragmenté à la suite d’une collision avec un autre astéroïde. Le problème est de remonter mathématiquement à un tel événement en tenant compte des perturbations planétaires. En 1987, des expériences numériques ont montré que le problème restait ouvert. La principale difficulté réside dans le fait que les théories mathématiques utilisées ne sont plus valables au voisinage de résonances. 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, à partir de l’hypothèse de formation collisionnelle? On peut expliquer la structure de la ceinture extérieure. 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, tandis que les deux zones vides comprises entre les résonances sont causées par des perturbations dues à Jupiter.

Cependant, on n’a pas encore trouvé de phénomène physique expliquant la formation des lacunes de Kirkwood. En effet, même en simulant numériquement, sur plusieurs centaines de millions d’années, l’évolution d’orbites fictives, celles-ci ne sont pas déstabilisées, sauf pour la lacune 1/3.

Actuellement 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. L’hypothèse gravitationnelle explique parfaitement la lacune 1/3, et l’hypothèse cosmogonique reste la seule qui expliquerait les autres lacunes. Les processus physiques qui expulseraient hors de la ceinture les astéroïdes Apollo-Amor et les météorites, qui seraient des débris d’astéroïdes, sont encore mal connus. Deux scénarios sont proposés.

L’un considère que les astéroïdes entrent dans une résonance sous l’effet de collisions. La dynamique de la résonance entraîne un piégeage de l’astéroïde, qui devrait alors subir une seconde collision pour être transporté sur une orbite croisant celle de la Terre.

Le second fait appel aux résonances séculaires. 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 (ou 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 l’astéroïde et de celle de la planète seront dans un rapport commensurable. L’astronome américain James G. Williams, ainsi que des expériences numériques récentes, a 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. Elles pourraient, comme l’ont suggéré J. G. Williams et George W. Wetherill, être à l’origine des météorites et des objets Apollo-Amor.

Encyclopédie Universelle. 2012.