Planétologie/Les astéroïdes

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Comparaison de la taille de divers astéroïdes du système solaire.

Les astéroïdes sont des petits corps rocheux, des sortes de gros cailloux flottants dans l’espace. Avant de rentrer dans l'atmosphère et de tomber sur Terre, les astéroïdes orbitent autour du Soleil, ou d'une planète. La plupart des astéroïdes sont trop petits pour atteindre une forme sphérique et leur forme est irrégulière, patatoïde pourrait-on dire.

L'aspect des astéroïdes et la lumière qu'ils réfléchissent[modifier | modifier le wikicode]

Les astéroïdes sont trop froids pour émettre de la lumière par eux-mêmes et ne font que réfléchir la lumière du Soleil. En soi, rien de bien différent avec les planètes et autres corps du système solaire. Tout ce que l'on peut apprendre sur les astéroïdes provient de la lumière qu'ils réfléchissent. On peut évidemment voir leur surface et faire des observations visuelles simples. C’est suffisant pour compiler des données sur leur localisation, leur orbite, leur taille, leur nombre, etc. Mais il est aussi possible de déterminer la composition chimique des astéroïdes, via une analyse spectrographique la lumière qu’ils réfléchissent. Ces analyses nous disent que tous les astéroïdes n'ont pas la même composition chimique, comme les analyses sur les météorites nous le font naturellement penser.

L'albédo des astéroïdes : une couleur sombre[modifier | modifier le wikicode]

La plupart des astéroïdes sont assez sombres, d'une couleur presque noire. Cela vient du fait qu'ils absorbent une bonne partie de la lumière du Soleil et n'en réfléchissent qu'une faible partie. On dit aussi que l’albédo des astéroïdes (leur coefficient de réflexion) est assez faible. La plupart des astéroïdes revoient moins de 10% de la lumière solaire incidente, ce qui est très peu. Et cela pose des difficultés pour repérer les astéroïdes au télescope. Ils sont si sombres qu'ils se confondent avec le noir de la nuit, au point de passer inaperçu pour les corps les plus petits. Le faible albédo vient de leur composition chimique. Les astéroïdes sont en effet recouverts d'une croute de matière solide sombre, riche en matière organique. La matière organique de la surface est ce qui lui donne sa couleur sombre, noire. Une autre explication est que la surface des astéroïdes a subit une forte altération spatiale par le vent solaire, qui a assombri la surface astéroïdale.

Il existe cependant une exception de taille à la règle précédente : l'astéroïde Vesta et quelques petits astéroïdes voisins. Ils ont un albédo compris entre 4.% et 50%, ce qui signifie qu'ils renvoient entre 40 et 50% de la lumière solaire. Mine de rien, cela fait qu'il peut s'observer depuis la Terre, avec des jumelles, quand les conditions adéquates sont réunies (il faut regarder au bon endroit et au bon moment de l'année). La raison de ce faible albédo serait la présence de basalte à sa surface. La surface de Vesta est en effet assez particulière, car recouverte d'une couche de roches volcaniques qu'on suppose être du basalte. Vesta serait le seul astéroïde à s'être différencié à partir d'un manteau de roches fondues, et donc le seul à avoir eu une activité géologique/volcanique. La solidification de Vesta aurait formé une croute basaltique, de couleur claire, là où les autres astéroïdes n'en ont pas et sont composé de matériel primordial sombre.

Si on omet Vesta, les astéroïdes peuvent se classer en deux types, selon leur albédo. D'un côté, on trouve des astéroïdes avec un albédo très faible, de l'autre des astéroïdes avec un albédo intermédiaire. Les premiers ont un albédo compris entre 4 et 6%, pas plus. Les seconds ont un albédo compris entre 10 et 20%, pas plus. La coupure entre les deux est assez nette, dans le sens où il y a très peu d'astéroïdes avec un albédo compris entre 7 et 10%. La distribution des albédos est donc bimodale, si on omet cette exception à la règle qu'est Vesta. Nous verrons que les deux classes identifiées par l'albédo correspondent à des différences de composition chimique. La différence exacte est la teneur en matériel carboné/organique. les astéroïdes de type sombre ont une surface très riche en matériel carboné, alors que les astéroïdes de type intermédiaire n'en ont presque pas à leur surface. En clair, les premiers sont riches en carbone, alors que les seconds sont juste des gros cailloux.

Type Albédo Composition chimique
Astéroïdes de type sombre Albédo très faible : environ 0.04–0.06. Riches en carbone
Astéroïdes de type intermédiaire Albédo moyen : environ 0.1–0.2. Pauvres en carbone
Astéroïdes de type Vesta Albédo très élevé : environ 0.4–0.5.

La classification spectrale des astéroïdes[modifier | modifier le wikicode]

Les astéroïdes sont classés selon leur albédo, leur couleur et leur spectre. Les classifications spectrales des astéroïdes sont nombreuses et nous n'allons pas en faire une revue exhaustive. Les deux classifications les plus utilisées sont la classification de Tholen et la classification Small Main-Belt Asteroid Spectroscopic Survey (SMASS). Si les deux sont légérement différentes, elles sont d'accord sur les trois classes principales d'astéroïdes et quelques autres sous-classes bien précises. Nous allons voir ces classes, qui semblent assez consistantes et partagées par la plupart des classifications spectrales.

Les trois classes principales sont le type C supposé riche en carbone, le type S supposé riche en silicates et le type M supposé riche en métaux.

  • Les astéroïdes de type C ont un spectre neutre, ce qui veut dire qu'ils n'ont pas de couleur prédominante. Ils ont un albédo assez faible, d'à peine 0.04–0.06. Leur spectre ressemble beaucoup à celui des chondrites carbonées, de type CI et CM. Ils représentent environ 40% des astéroïdes détectés. Ils sont assez éloignés du Soleil et on les trouve surtout dans les portions externes du système solaire, au-delà de 2,7 Unités astronomiques du Soleil.
  • Les astéroïdes de type S sont les seconds plus fréquents, après les astéroïdes de type C. Ils sont fortement réfléchissants, avec un albédo compris entre 0.14 et 0.17. Ils ont un spectre légèrement rouge, qui semble proche de celui des chondrites ordinaires. Ils semblent être composés intégralement de silicates.
  • Les astéroïdes de type M sont les troisièmes en termes de fréquence. Ils ont un spectre qui laisse présager d'une composition métallique. On n'y retrouve pas les raies d'absorptions propres aux silicates, alors que celles des métaux les plus courants (Fer et Nickel) le sont. Ils ont un fort albédo (d'environ 0.1–0.2) et sont légèrement plus réfléchissant que les astéroïdes de type S.

Aux types C, S et M, on peut ajouter d'autres types assez similaires. La classification complète est donnée dans le tableau ci-dessous.

  • Les astéroïdes de types D et P sont similaires aux astéroïdes de type C, si ce n'est qu'ils ont une couleur rouge plus prononcée. Ce sont donc des corps sombres, d’albédo très faible (0.02–0.07). Leur couleur rouge proviendrait de l'accumulation de composés carbonés, formés par l'érosion spatiale de roches riches en Carbone.
  • Les astéroïdes de types W sont similaires aux astéroïdes de type M, sauf qu'ils ont une raie d'absorption en plus dans la bande 3 µm. Cette raie d'absorption est le signe de la présence d'eau, ce qui veut dire que ces astéroïdes contiennent des minéraux hydratés.
  • Les astéroïdes de type V sont représenté par l'astéroïde Vesta et quelques petits astéroïdes similaires. Ils partagent un même spectre caractéristique, presque identique au corps principal (Vesta). Il semblerait que les petits astéroïdes soient des fragments de Vesta qui auraient été satellisés suite à divers impacts de météorites.
Type spectral Spectre lumineux et couleur Albédo Localisation Composition chimique présumée Chondrites associées
Astéroïdes de classe C Spectre neutre, pas de couleur prédominante. Albédo très faible : environ 0.04–0.06. Astéroïdes éloignés du Soleil, localisés dans la ceinture externe (Distance au Soleil > 2,7 UA). Riche en Carbone Chondrites carbonées de type CI et CM.
Astéroïdes de classe D Surface de couleur rouge, censée provenir de l'accumulation de composées carbonés.
Astéroïdes de classe P
Astéroïdes de classe M Spectre avec des raies d'absorption pour le Fer, le Nickel et quelques autres métaux. Albédo moyen : environ 0.1–0.2. Astéroïdes proches du Soleil, localisés dans la ceinture interne (Distance au Soleil < 2,7 UA). Riches en métaux (astéroïdes métalliques, métalliques-pierreux). Chondrites à enstatite et métalliques.
Astéroïdes de classe W Spectre similaire aux astéroïdes de classe M, avec présence d'eau (raie d'absorption à 3µm).
Astéroïdes de classe S Spectre avec les raies d'absorption des principaux silicates. Riches en silicates (astéroïdes pierreux). Chondrites ordinaires.
Astéroïdes de classe V Albédo très élevé : environ 0.4–0.5. Achondrites basaltiques.

Un fait important est que ces classes semblent réparties d'une manière bien précise dans le système solaire. Les astéroïdes de type M et S sont les plus proches du Soleil, alors que les types C sont les plus éloignés. Cela colle assez bien avec ce que l'on a vu dans les chapitres précédents et leur composition chimique présumée. On a vu que lors de la formation du système solaire, les éléments se sont répartis dans le système solaire en fonction de leur point de fusion : les métaux et silicates réfractaires sont restés proches du Soleil, alors que les composés carbonés volatils se sont concentrés en périphérie.

Il est possible de comparer ces types spectraux avec ceux de certaines météorites. Et de telles comparaisons permettent parfois de retrouver quel est le corps dont proviennent les météorites. C'est par de telles comparaisons que l'on a découvert la provenance des météorites HED : ce sont des fragments de l’astéroïde Vesta. Les spectres de l’astéroïde Vesta et des météorites HED sont en effet quasiment identiques, avec une précision remarquable ! Mais une telle correspondance est relativement rare. Par exemple, la comparaison entre astéroïdes de types S et chondrites ordinaires est moins précise, quoique suffisamment pour que l'on soupçonne un lien assez étroit.

Un gros problème pour la classification spectrale est l'érosion par le vent solaire. La surface des astéroïdes, soumise au rayonnement solaire et aux particules du vent solaire, subit diverses modifications chimiques et physiques, du fait de l'érosion spatiale. Classer les astéroïdes demande donc de tenir compte de l'effet de l'érosion spatiale. Pour les astéroïdes de type S, si on calcule le type spectral en retirant l'effet de l’altération spatiale, la correspondance avec les chondrites ordinaires est assez impressionnante ! Des études similaires nous disent que les astéroïdes de type M correspondraient aux météorites ferreuses, alors que les astéroïdes de type C seraient les corps parents des chondrites carbonées. Chose que l'on pouvait déjà deviner compte tenu de la composition chimique supposée de ces astéroïdes.

La taille et la forme des astéroïdes : une histoire de collisions[modifier | modifier le wikicode]

Les astéroïdes ne sont pas des cailloux qui ne changent jamais : la gravité et les collisions entre astéroïdes ont modifié leur forme et leur surface. Le processus principal qui a modelé les astéroïdes est clairement les collisions entre astéroïdes. Les astéroïdes d'une grande taille possèdent des cratères d'impact sur leur surface, preuve qu'ils sont entrés en collision avec de petits astéroïdes. Les collisions permettent de faire grossir les astéroïdes, tout comme elles peuvent les faire rétrécir. Quand un petit astéroïde s'écrase sur un gros astéroïde, ce dernier acquière la masse de l'impacteur et grossit donc. Mais quand deux astéroïdes de taille égales entrent en collisions, le résultat est tout autre. Une petite collision a peu d'effets : les deux astéroïdes rebondissement l'un sur l'autre, sans plus. Mais les collisions plus puissantes sont capables de casser les astéroïdes entrant en collision, les réduisant en morceaux plus petits.

La forme des astéroïdes : des cailloux anguleux et des agglomérats[modifier | modifier le wikicode]

La forme des astéroïdes dépend fortement des collisions qu'ils ont suit. Et cela ne se limite pas aux cratères d'impacts qu'il peut y avoir à leur surface. Après sa formation, le système solaire contenait de gros astéroïdes. Ceux-ci se sont fait casser en fragments plus petits par les collisions, fragments qui ont donné les astéroïdes actuels. La plupart des astéroïdes ont une forme anguleuse, qui trahit le fait qu'ils sont formés par fragmentation suite à une collision. Mais d'autres sont formés par agglomération de fragments rocheux, qui se collent les uns aux autres.

Des collisions extrêmement violentes entre astéroïdes sont possibles, si leurs orbites se croisent au bon moment. Si la collision est assez violente, les fragments se séparent pour de bon et s'éloignent les uns des autres. Les astéroïdes formés ainsi ont une forme assez irrégulière, anguleuse, éloignée d'une forme sphérique. On les reconnait aussi au fait que les astéroïdes nés de la fragmentation d'un corps parent orbitent tous les uns à côté des autres. Cela tient au fait que les fragments tendent à rester autour du centre de masse initial du fait de la gravité. Ils restent donc sur des orbites assez proches.

Mais si les collisions les plus violentes peuvent dissocier des astéroïdes et les faire s'éloigner, d'autres collisions sont moins violentes. Elles peuvent casser des astéroïdes en morceaux, mais les morceaux n'acquièrent pas une vitesse suffisante pour s'éloigner les uns des autres. La gravité fait retomber les fragments, qui se regroupent et s’agglomèrent pour former un tas de cailloux intersidéral. Le résultat est une boule de cailloux posés les uns contre les autres, avec des vides entre les fragments, appelée en anglais un rubble pile. Ils sont formés de plusieurs lobes qui s'accrochent souvent à un petit corps central. Ces astéroïdes conservent leur forme grâce à diverses forces de cohésion qui les empêchent d'éclater en morceaux. La gravité est certes une force de cohésion importante pour les planètes, mais elle se fait plus discrète pour les astéroïdes. Les forces de cohésion sont essentiellement des forces de nature électromagnétiques, les forces de Van der Waals étant prédominantes. De telles rubble pile ne survivent cependant pas longtemps et finissent par se disloquer, du fait d'interactions gravitaires et d'effets de marée avec d'autres astéroïdes.

Notons que les astéroïdes peuvent changer de forme après leur formation, s'ils sont assez gros. Pour cela, divers mécanismes doivent chauffer l'astéroïde, ce qui lui permet de se déformer de manière plastique. Une fois assez ramolli, l'astéroïde tend alors à prendre une forme sphérique, imposée par la gravité. Idéalement, elle doit faire fondre les roches de l’astéroïde, ce qui lui permet de se différencier. C'est ce qui est arrivé à l'astéroïde Vesta, à l'astéroïde Cérès et quelques autres. Si le poids de l’astéroïde est assez important, les forces de gravité surpassent les forces de pression et les roches s'affaissent vers le centre de l’astéroïde, qui s'arrondit alors. Mais ce mécanisme n'a lui que pour les astéroïdes suffisamment gros. Pour les corps les plus petits, il n'y a pas assez de matériel radioactif pour chauffer suffisamment l’astéroïde, sans compter que leur rapport surface/volume est défavorable. Un autre mécanisme d'arrondissement des satellites est la gravité. Seuls les gros astéroïdes ont une forme sphérique, du fait de la gravité, alors que les astéroïdes de petite taille n'ont pas une gravité suffisante pour s'arrondir. Notons que les deux mécanismes demandent une production de chaleur et/ou une pression intense, qui n'est possible que pour les corps les plus gros.

La distribution des tailles : une loi de puissance[modifier | modifier le wikicode]

Si on regarde la distribution des tailles, on remarque que celle-ci suit une loi de puissance, comme disent les scientifiques. La formulation de cette loi dit que le nombre d'astéroïdes qui ont un rayon à près est de :

On peut reformuler cette équation en donnant le nombre d’astéroïde de rayon supérieur à r :

Divers résultats théoriques permettent de retrouver cette loi de puissance et de préciser la valeur exacte des exposants. En théorie, et sous certaines hypothèses bien précises, on devrait avoir pour une population de petits corps à l'équilibre. La valeur prédite est assez proche de la valeur mesurée pour les astéroïdes, mais ne colle pas trop avec la valeur mesurée pour les comètes. Pour les astéroïdes, vaut approximativement 3,5, alors qu'il vaut 2,9 pour les comètes. Vraisemblablement, les astéroïdes ont réussi à atteindre un équilibre stable, alors que les comètes ne l'ont pas encore atteint. Une autre possibilité est que les hypothèses qui permettent de prédire la valeur de ne sont pas respectée. Divers processus, comme la fragmentation des comètes en dehors de toute collision ou leur érosion par le vent solaire, doivent modifier l'exposant de la loi de puissance.

Répartition du nombre des astéroïdes en fonction de leur taille.

La localisation des astéroïdes dans le système solaire[modifier | modifier le wikicode]

Les astéroïdes sont généralement localisés sur des orbites relativement précises, riches en astéroïdes. Les astéroïdes situés sur des orbites similaires (qui ont des paramètres orbitaux similaires, pour être précis) sont regroupés dans ce qu'on appelle une famille.

La plupart des astéroïdes sont localisés entre Mars et Jupiter, dans la fameuse ceinture d'astéroïdes. Cette ceinture serait le vestige d'une planète ratée, qui n'aurait pas pu se constituer pleinement, en raison des interactions gravitationnelles de Jupiter. Cette ceinture n'est cependant une ceinture continue, vu que des trous circulaires coupent cette ceinture en plusieurs bandes indépendantes. Ces trous, les lacunes de Kirkwood sont causées par des interactions gravitationnelles (des résonances) avec la planète Jupiter.

Les astéroïdes proches de l'orbite terrestres sont appelés les Near-Earth Objets. Ils sont surveillés de manière assez étroite par les astronomes, vu qu'ils ont un risque non-négligeable d'entrer en collision avec la Terre. Les astronomes en ont détecté plus de 10 000, et leur nombre augmente régulièrement avec l'accumulation des observations. Selon leur orbite, ils sont classés en plusieurs familles, qui ont reçu le nom d'amor, apollo, aten et apohele. Les astéroïdes de la classe appollo sont de loin les plus nombreux et représentent près de 50% des Near-Earth Objets. Les astéroïdes amor représentent quant à eux près de 40% des Near-Earth Objets. Les astéroïdes de la classe aten représentent quant à eux la quasi-totalité du reste, la classe apohele ne représentant moins d'1% du total. Pour les quatre classes, les astéroïdes proviennent surtout de la ceinture d'astéroïde, d'où ils ont été éjectés par des phénomènes de résonance orbitale. Une autre source, bien plus mineure, sont les comètes mortes qui sont capturées par la gravité solaire et changent d'orbite.

Les vulcanoïdes sont des astéroïdes très proches du Soleil, situés pas loin de l'orbite de Mercure. Ils forment une petite ceinture d'astéroïde, similaire à la ceinture d’astéroïde principale, mais bien moins fournie en astéroïdes.

Certains astéroïdes se situent sur l'orbite même de Jupiter, plus précisément sur les points de Lagrange de l'orbite de Jupiter. Ces astéroïdes sont appelés astéroïdes troyens.

Le groupe des astéroïdes centaures se situent sur des orbites très elliptiques, qui dépassent Jupiter mais ne dépassent pas l'orbite de Neptune.

Localisation de l'orbite des vulcanoïdes (en anglais).
Orbite des Near-Earth Objets.
Localisation de la ceinture d’astéroïde et des troyens.