Les astéroïdes sont pour la plupart situés dans une zone comprise entre les orbites de Mars et Jupiter, dans le plan de l'écliptique (ceinture principale). La plupart des astéroïdes apparaissent comme ponctuels depuis la Terre, ils sont connus essentiellement à travers leurs propriétés dynamiques (orbite et rotation) et spectrales. Les spectres en visible et proche infrarouge, mesurés depuis les années 70, permettent de les classer en différents types qui dépendent à la fois de la composition minéralogique et de la texture de surface (e.g., Pieters and McFadden 1994). L'étude des types spectraux d'astéroïdes permet donc comprendre leur composition et leur histoire géologique.
Le premier astéroïde (1 Céres) a été découvert par G. Piazzi à Palerme le 1er janvier 1801. Environ 25 000 astéroïdes sont recensés à l'heure actuelle (juin 2001), et ce nombre augmente rapidement avec la mise en place de programmes de surveillance automatique. Leurs tailles varient de la centaine de mètres au millier de km pour Céres, le plus gros d'entre eux. On estime à environ un million le nombre d'astéroïdes de plus de 1 km de diamètre. La masse totale de ces objets est de l'ordre de 1/1000 de celle de la Terre seulement.

Most asteroids are located in the main asteroid belt, between the orbits of Mars and Jupiter, in the ecliptic plane. Almost all asteroids appear as point from the ground, and therefore they are known mostly through their dynamic (orbital and rotational) and spectral properties. Visible and near-IR spectra are the basis of asteroid taxonomy (first defined in the early 70's), and of ideas about their composition and geologic history. Several asteroid spectral types are defined according to spectral parameters, that depend on both surface composition and texture (e.g., Pieters and McFadden 1994).
The first asteroid (1 Ceres) has been discovered by G. Piazzi in Palermo on January 1st, 1801. About 20 000 asteroids have been identified so far (early 2001), and this figure is rapidly increasing with current automatic surveys. Their sizes range from 100 of m to ~1000 km for Ceres, the largest one. The number of objects larger than 1 km is estimated to ~1 million. Their total mass would amount to ~1/1000 that of the Earth.

Populations de petits corps dans le Système solaire

Les orbites des astéroïdes et autres petits corps sont calculées à partir d'observations centralisées, et distribuées par le Minor Planet Center à Harvard. Les données orbitales des astéroïdes sont également disponibles sous forme très accessible sur le site AstDys à l'Université de Pise. L'équivalent existe aussi pour les objets croisant l'orbite de la Terre (NEO) sur le site NEODys.

La plupart des astéroïdes sont situés entre Mars et Jupiter, entre 2,1 et 3,5 unités astronomiques du Soleil, sur des orbites à peu près régulières (faibles inclinaisons et faibles excentricités). Ce groupe constitue la ceinture principale d'astéroïdes (Main Asteroid Belt). D'autres groupes de petits corps sont situés plus loin du Soleil, notamment :

• Les Troyens, bloqués sur l'orbite de Jupiter (aux points de Lagrange L4 et L5, stables). Ce sont probablement des astéroïdes formés dans la ceinture externe, riches en matériaux organiques et en éléments volatils, puis piégés dans le champ gravitationnel de Jupiter.
• Les petits satellites éloignés des planètes géantes, ainsi que les deux satellites de Mars, qui ont toutes les caractéristiques d'astéroïdes capturés.
• Les Centaures (orbitant entre Jupiter et Neptune), qui semblent être des objets très primitifs, riches en matériaux organiques et en glace. Cette population inclut des objets ressemblant à des astéroïdes, mais présentant occasionnellement une activité cométaire (développement d'une coma et d'une queue de poussières). Ces objets sont génétiquement rattachés aux trans-neptuniens.
• Les trans-neptuniens (TNO), situés au-delà de Neptune (> 50 unités astronomiques) sur des orbites souvent très irrégulières. Ces objets forment la ceinture d'Edgeworth-Kuiper (Kuiper Belt Objects, ou KBO), dont Pluton et Charon sont souvent considérés comme les plus gros représentants (bien que Pluton soit officiellement une planète). Certains sont de très gros objets, comme Varuna (900 km de diamètre), Ixion (500 km?), Quaoar (1250 km), Orcus (1500 km), Sedna (1300 à 1700 km ; cet objet, le plus lointain connu à ce jour, pourrait faire partie du nuage de Oort interne), et plus récemment 2003 EL61 (1600 km), 2005 FY9 (1900 km), 2003 UB313 (2300-2800 km, probablement plus gros que Pluton).
• Les noyaux cométaires, petits corps glacés qui développent une atmosphère en approchant du Soleil. La plupart de ces objets proviennent du nuage de Oort, situé à ~50 000 unité astronomiques. Les comètes visibles depuis la Terre sont des noyaux propulsés vers l'intérieur du Système solaire à la suite de perturbations orbitales, dont les glaces se subliment en chauffant à l'approche du Soleil et forment une queue plus ou moins lumineuse, très étendue.

Inversement, certains astéroïdes sont également présents dans les zones plus internes du Système solaire. Le terme NEO (Near-Earth Objects) désigne les objets dont l'orbite est proche de celle de la Terre. Ce groupe contient quelques comètes, mais la plupart sont des astéroïdes (NEA).

• Parmi ceux-ci quelques familles ont des orbites qui coupent celle de la Terre (Atens, Apollos).
• D'autres ont des orbites coupant celle de Mars (Amors).

Ces objets peuvent donc potentiellement entrer en collision avec les planètes internes. Le premier découvert a été 433 Eros, on en connaît actuellement 1400 (en juin 2001). Plusieurs programmes d'observation leur sont dédiés depuis les années 90 (LINEAR, Spacewatch, LONEOS, NEAT, CSS) (voir le site NEO du JPL).

Le nombre d'astéroïdes fermement identifiés (dont l'orbite est connue) augmente très rapidement :
 

Dans la ceinture principale, les astéroïdes ne sont pas régulièrement distribués. On constate au contraire qu'il existe d'étroites zones vides, qui correspondent à des phénomènes de résonance divers avec les planètes, soit entre périodes orbitales (à certaines distances fixes du Soleil), soit entre taux de précession (la distance au Soleil correspondante dépend alors de l'inclinaison de l'orbite). Les premières sont dominées par les perturbations dues à Jupiter, et forment les lacunes de Kirkwood visibles sur la figure ci-dessus. Les études modernes montrent que ces zones sont pour la plupart éminemment chaotiques, et les objets qui y transitent sont en général rapidement éjectés vers d'autres régions, en particulier sur des orbites croisant celles des planètes internes (Mars et la Terre) ; ce serait l'origine des NEA (e. g., Wisdom 1985). La ceinture principale possède en fait une structure fine marquée par les résonances d'ordre élevé avec Jupiter et Mars, qui provoquent des dérives lentes des paramètres orbitaux des objets qui s'y trouvent, en particulier de leur excentricité (chaos faible).

Un autre phénomène sensible sur le long terme, au moins pour les petits objets, est l'effet Yarkovsky dû à la dissymétrie entre pression de radiation solaire et refroidissement radiatif ; celui-ci n'a pas lieu dans la direction exactement opposée à cause de la rotation des astéroïdes, ce qui produit une force supplémentaire. Cet effet modifierait essentiellement le demi grand-axe des orbites sur de longues périodes de temps (e. g., Morbidelli et Vokrouhlicky 2003). Cet effet est courramment observé sur les satellites en orbite terrestre, mais n'a pas encore été mis en évidence sur les astéroïdes.

Au total, les phénomènes principaux qui affectent les orbites des astéroïdes sont les collisions, les perturbations gravitationnelles impulsionelles à l'approche des plus gros astéroïdes (Céres, Vesta et Pallas), la diffusion chaotique lorsque l'objet se retrouve dans une zone instable dominée par l'influence des planètes (Jupiter, Saturne et Mars essentiellement), et l'effet Yarkovsky. Ces processus réinjectent sans doute régulièrement des petits objets dans les résonances, d'où ils sont transférés vers l'intérieur du Système solaire et alimentent la population des NEA.

Collisions, familles dynamiques

Dans la ceinture principale, les vitesses relatives sont de l'ordre de 5 km/s (plus élevées que ce qu'on arrive à reproduire en laboratoire). A de telles vitesses, les collisions sont extrêmement violentes et généralement destructives. Dans certains cas, les objets peuvent cependant rester accolés, ou liés gravitationnellement. Les éjectas produits au cours de tels chocs peuvent également être réaccrétés sur les objets en collision. On estime que les astéroïdes de la ceinture principale subissent une collision tous les milliards d'années en moyenne, si bien que chaque astéroïde en aurait subi une ou plusieurs depuis sa formation.

Les astéroïdes sont regroupés en famille dynamiques, qui résultent de la destruction de corps-parents à la suite de collisions majeures (Hirayama 1918) : les fragments produits au cours de ces collisions restent alors sur des orbites très semblables, et l'on observe des regroupements autour de certaines valeurs des paramètres orbitaux. Hirayama lui-même (en 1933) distinguait 9 familles dynamiques ; les travaux plus récents (Zappalà et al. 1995, Icarus) en identifient au moins trente. Parmi les plus importantes familles, on trouve celles de Vesta, Flora, et Koronis. Les familles dynamiques présentent en fait une certaine dispersion autour de paramètres orbitaux moyens, qui s'explique par les phénomènes de dérive mentionnés ci-dessus.

Un des intérêts majeurs de l'étude des familles dynamiques est de mettre en évidence la variabilité compositionnelle des astéroïdes. Initialement, on s'attendait en effet à observer des fragments provenant de différentes profondeurs, ce qui permettrait indirectement de sonder l'intérieur des astéroïdes. Ces observations n'ont jusqu'à présent pas fait apparaître de variabilité notable.

Voir aussi :

Liens petits corps