« Tout savoir sur les astéroides »

Ou sont-ils? Dans la ceinture principale, il existe des régions de peuplement dense et une région vide. Les demi-grands axes des ellipses délimitant cette zone, appelée « Lacune de Kirkwood » du nom de son découvreur, encadrent les astéroïdes des orbites qui entrent en résonance avec l’orbite de Jupiter : ce sont les orbites de demi-grand axe égal à 2,06, 2,50, 2,82, 3,28 unités astronomiques, dont les périodes orbitales correspondantes équivalent respectivement à 1/4, 1/3, 2/5 et 1/2 de la période orbitale de Jupiter (en années synodiques joviennes, un année synodique jovienne est le temps que met Jupiter à revenir à la même place dans le ciel pour un observateur terrestre, soit un an et un mois).

Il existe d’autres lacunes, moins marquées, situées à 2,96 et 3,03 unités astronomiques et correspondant à des périodes orbitales égales à 3/7 et 4/9 de celle de Jupiter. Trois autres groupes d’astéroïdes se sont formés hors de la ceinture principale, à des distances de 3,97, 4,29 et 5,2 unités astronomiques du Soleil. Leur période orbitale est de 2/3, 3/4 et 1 fois celle de Jupiter, ils se nomment respectivement groupe Hilda, groupe de Thulé et groupe des astéroïdes troyens. On remarque que Jupiter à une très grande influence sur les astéroïdes, car ces derniers désertent les orbites en résonance avec la planète si ils sont à l’intérieur de la ceinture principale, mais ils se regroupent si ils sont à l’extérieur de cette même ceinture. Voici la liste des astéroïdes répertoriés à ce jour

On a remarqué que les astéroïdes dont les orbites ont des demi-grands axes de valeurs voisines ont aussi d’autres caractéristiques orbitales similaires (excentricité, inclinaison sur l’écliptique), d’où leur regroupement en « familles ». Il est important de reconnaître les membres d’un même famille car, si ceux-ci sont bien des fragments d’un corps unique, il est alors possible d’établir directement sa composition interne en étudiant ses débris. De plus, l’analyse statistique de la fréquence des familles donne une indication du taux de brisement des astéroïdes au sein de la ceinture. Mais ce travail est compliqué puisqu’il y a de nombreux corps étrangers dans une ceinture donnée.

Composition des astéroïdes

Ces dernières années, plusieurs missions d’exploration spatiale ont permis d’observer de près, voire in situ (c’est-à-dire dans son milieu naturel), différents types d’astéroïdes, telle la sonde NEAR qui s’est posée sur Eros en février 2001. Leurs photographies et données scientifiques ont contribué à une meilleure connaissance de la nature de ces corps célestes primitifs. La masse et la densité des astéroïdes sont rarement connues, mais d’après ceux qui ont été explorés, leur densité semble similaire à la roche et à celle des météorites. Presque toute la masse globale des astéroïdes de cette ceinture principale est regroupée dans quelques corps majeurs. Elle ne représente au total qu’environ 5% de la masse de la Lune et à peine trois fois plus que la masse de Cérès, le plus grand des astéroïdes connus.

Comme la forme des astéroïdes est très irrégulière, leur capacité à réfléchir la lumière n’est pas uniforme. Comme ils tournent sur eux-mêmes, ils dirigent vers la Terre diverses parties de leur surface, ce qui entraîne un changement de leur luminosité. L’observation de leur courbe de lumière (c’est-à-dire des variations de leur lumière avec le temps) permet de déduire leur période de rotation. Certains astéroïdes tournent sur eux-mêmes en 2 heures mais la majorité ont une période de 8 à 9 heures, et de nombreux autres tournent très lentement, avec des périodes de plusieurs semaines. L’aspect et l’amplitude de la courbe de lumière d’un astéroïde permettent également d’avoir des données sur sa forme et l’inclinaison de son axe de rotation. Si l’astéroïde est sphérique et sa surface assez uniforme, sa courbe de lumière sera régulière avec des maxima et des minima peu accentués. Par contre si l’astéroïde est ellipsoïdal, sa courbe de lumière présentera deux maxima et deux minima, selon que l’astéroïde tourne vers l’observateur sa face de surface maximale ou de surface minimale. On peut donc facilement en déduire que plus l’astéroïde est allongé, plus la différence entre maxima et minima est importante. De plus, l’amplitude des variations dépend aussi de l’inclinaison de l’axe de rotation, elle est maximale si la ligne de visée de l’observateur est alignée avec l’équateur de l’astéroïde, ou complètement plate (c’est-à-dire sans aucune variation) si l’astéroïde présente à l’observateur l’un des ses pôles. La composition d’un astéroïde peut aussi se déterminée en étudiant son spectre, qui n’est autre que le spectre de lumière solaire après que la surface de l’astéroïde en a réfléchi une partie et absorbé l’autre.

La couleur des astéroïdes est du à leurs pouvoirs réfléchissants aux différentes longueurs d’onde et on les classes d’après ces couleurs. Les premiers astéroïdes portent la lettre C et correspondent aux plus sombres, ceux qui ont un faible albédo, ils sont similaires aux chondrites carbonées et on suppose qu’ils ont la même composition chimique. La deuxième classe a la lettre P, dont l’albédo est également bas mais leur couleur est plus rougeâtre. La classe D correspond aux astéroïdes encore plus rouge, ceux-ci sont réparties de façon plus diffuse. Dans la ceinture interne, ou principale, un groupe d’astéroïdes fréquent porte la lettre S, ils ont un albédo plus élevé. Ceux qui sont composés d’olivine, comme le manteau de la Terre sont les astéroïdes de type A. Les astéroïdes plus riches en métaux, comme le suggère leur plus grande réflectivité radar, sont de type M. Les astéroïdes dont l’albédo est élevé, car sans doute composé d’enstatite porte la lettre E.

Les astéroïdes géocroiseurs

Les astéroïdes « géocroiseurs » sont des corps rocheux ou métalliques dont l’orbite se rapproche plus ou moins de celle de la Terre et sont très intéressants à étudier. Pour commencer, on sait que les météorites qui arrivent sur la Terre viennent de la partie la plus interne de la ceinture principale. Mais la perturbation qu’ils subissent est trop importante leur vie est en conséquence brève. Il faut donc que des astéroïdes, venant des régions plus éloignées, renouvellent cette région ou elle aurait disparu. De plus, ces corps ramènent sur la Terre des échantillons de matériaux de régions situées au-delà du système Terre-Lune. Enfin, leurs impacts avec des planètes telluriques, en particulier celle dépourvue d’atmosphère, ont eu et peuvent avoir de très importantes conséquences sur leur géologie.

Grâce à leur caractéristiques orbitales, les géocroiseurs ont été classés en trois groupes et chacun porte le nom de son représentant, c’est-à-dire 1862 Apollo, 1221 Amor, 2062 Aten.

  • Les astéroïdes du groupe Apollo ont en général une orbite quasiment externe à celle de la Terre sauf à leur périhélie, plus proche du Soleil que l’aphélie terrestre situé à 1,017 unité astronomique. L’orbite de ces géocroiseurs coupe donc celle de la Terre et peut même parfois se superposer à celle-ci pendant un temps limité à cause de certaines perturbations qu’il aurait pu subir.

  • Les objets du groupe Amor ont des orbites elliptiques de demi-grand axe supérieur à une unité astronomique. Leur périhélie est souvent entre 1,017 et 1,3 unité astronomique, donc supérieur à l’aphélie de la Terre. A cause des perturbations que ces corps peuvent subir durant leur périple, on peut prendre les astéroïdes du groupe Amor pour celui d’Apollo, et inversement.

  • Les astéroïdes du groupe Aten, contrairement aux deux autres groupes, ont des orbites internes ou presque à l’orbite terrestre qu’ils coupent à leur aphélie. Leur vie est courte et ce groupe est renouvelé par les deux autres.

Le premier géocroiseur découvert fut 1862 Apollo en 1932, tandis que 2062 Aten n’a été découvert qu’en 1976. Aujourd’hui on a répertorié plus de cent géocroiseurs (dont sept du groupe Aten). Ils ont été découvert ses quinze dernières années car il y a eu une mise en place de surveillance du ciel pour observer et suivre ces astéroïdes. D’après les statistiques basés sur le taux de découvertes, on estime le groupe Apollo a cinq cents membres dont l’éclat est supérieur à la magnitude 18, le groupe Amor mille cinq cents et le groupe Aten cent. Cela correspond à la limite de la visibilité de l’oeil nu, ces astres sont 63 000 fois moins brillant d’une étoile. Ils mesurent 1,7 km pour les plus sombres et 0,9 km pour les plus réfléchissants.

Plus la surface des astéroïdes géocroiseurs est petite plus ils ont tendance à se rapprocher de la Terre. Il n’existe d’ailleurs pas de limite entre une grosse météorite et un petit astéroïde. Maintenant on sait les dimensions et l’albédo d’environ un quart des géocroiseurs. Par exemple dans le groupe Amor, on compte trois astéroïdes de plus de 10 km : 1036 Ganymède (39,5 km), 433 Eros (22 km) et 3552 1983SA (18,7 km). Le plus petit mesuré se nomme 1915 Quetzacoalt et mesure à peine 500 m. L’albédo du plus grand nombre de ces astéroïdes est compris entre 0,01 et 0,53 (valeur moyenne de 0,20, ce qui est assez élevé). Cependant dans la ceinture principale se sont les astéroïdes sombres qui sont les plus nombreux, quatre fois plus que les astéroïdes brillants, malgré que ces derniers soient plus facile à identifier. On sous estime donc sûrement les astéroïdes de faible albédo.

Un géocroiseur vie en générale entre 10 et 100 millions d’années, ce qui est beaucoup moins que le système solaire, car ils sont soumis à de très fortes perturbations. Après cette période ils s’écraseront sur une des planètes majeures ou seront expulsés du système solaire. Les perturbations les plus fortes concernent les astres dont l’orbite est très elliptique et très peu incliné. Comme la population des géocroiseurs ne diminue pas c’est que ces derniers sont continuellement remplacés par des nouveaux astéroïdes provenant de la ceinture principale. L’observation par la sonde Giotto du noyau de la comète de Halley a montré que quand la croûte glacée se sera évaporée après un certain nombre de passage en périhélie, il ne restera qu’un corps de matériaux carboné et de silicates ne pouvant alors être différencié d’un astéroïde.

Quelle est la probabilité qu’un astéroïde géocroiseur rencontre la Terre? La collision avec des astéroïdes des groupes Apollo ou Aten est très faible (on l’évalue à quatre par millions d’années), car ces astéroïdes sont très inclinés par rapport à l’écliptique (jusqu’à 60°). De plus, comme le nombre d’astéroïdes diminue, si leur taille augmente la probabilité est encore plus faible. Par l’étude des débris météoritiques retrouvés et les chutes historiques, on estime :

– Un objet de 10 à 100 m parvient sur la Terre tous les 100 à 10 000 ans : les dégâts (cratère) sont alors à l’échelle d’une région.

– Un astre de 100 m à 1 km arrive sur le sol terrestre tous les 10 000 à 300 000 ans : les dégâts sont à l’échelle d’un continent.

– Un astéroïde de 10 km s’écrase sur la Terre tous les 100 millions d’années : toute vie sur Terre serait anéantie.

Retrouvez ici toutes les dernières infos sur les astéroïdes et les comètes

Sources

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