Tailles, formes et rotations

Seuls les plus grands astéroïdes sont directement observables, la plupart apparaissent ponctuels depuis la Tere. On peut néanmoins estimer leur diamètre à partir de leur flux infrarouge (= fonction d'émission de Planck x émissivité x surface apparente). De nombreuses mesures ont été effectuées par le satellite IRAS dans les années 1980. Le plus gros astéroïde, Céres, mesure 950 km de diamètre, presque deux fois plus que le second en taille (Vesta, 576 km). Seuls 7 d'entre eux ont un diamètre de plus de 300 km, et environ 200 ont un diamètre de plus de 100 km. Leur distribution en taille suit une loi de puissance, ce qui est cohérent avec l'hypothèse qu'ils sont produits à la suite de collisions destructives dans une population initiale d'objets de taille moyenne (~500-1000 km), les planétésimaux. À part les plus grands, les astéroïdes dont on a des images ont tous des formes extrêmement tourmentées (voir cette page) ; ils sont en effet trop petits pour se remodeler en une forme sphérique sous l'effet de la gravitation.

Les périodes de rotation sont mesurées habituellement sur les courbes de lumière, qui reportent la magnitude en fonction du temps. Les magnitudes doivent être corrigées des variations de distance à la Terre et au Soleil (magnitudes réduites), et corrigées des variations de phase. L'observation radar peut également fournir des périodes de rotation précises, pour les NEA uniquement (par effet Doppler différentiel entre les deux limbes). Les périodes mesurées varient de 2 heures à 48 jours, avec une moyenne de l'ordre de 12 à 24 h. On distingue actuellement trois grands groupes d'astéroïdes selon leurs diamètres et leurs périodes de rotation (d'après Pravec et Harris, 2000) :

Les plus grands (diamètre > 40 km). Ils sont interprétés comme étant soit les corps parents de la ceinture d'astéroïdes (planétésimaux), soit les plus gros fragments des collisions successives. Leurs périodes de rotation ont une distribution maxwellienne (courbe en tireté) qui indique que cette population est en équilibre collisionnel (les chocs sont suffisamment fréquents à l'échelle géologique pour répartir le moment angulaire entre les objets, comme dans un gaz). Le seul rotateur très lent de ce groupe est 253 Mathilde (17 jours). On note une légère surabondance de rotateurs rapides, qui semble due aux astéroïdes métalliques.
Les petits astéroïdes (0,2 km < diamètre < 10 km). La distribution des périodes est non-maxwellienne, et montre un excès important à la fois des périodes courtes (rotateurs rapides) et des périodes longues (rotateurs lents). Les plus courtes périodes mesurées dans ce groupe sont limitées à 2,1 h : ces objets se disloquent donc lorsqu'ils atteignent des vitesses de rotation plus élevées. Ceci indique que ces objets ont une faible cohésion, et sont très probablement des agrégats de morceaux liés uniquement par leur gravité réciproque ("rubble-piles"). Inversement, presque tous les rotateurs lents appartiennent à ce groupe. Le domaine entre 10 et 40 km de diamètre contient des objets des deux groupes.
Les très petits astéroïdes (diamètre < 0,2 km), dont les périodes sont toujours très courtes. La limite de 200 m en diamètre est très nette, ce qui suggère qu'il s'agit de la taille caractéristique des morceaux formant les rubble piles. Quelques rotateurs très rapides ont ainsi été observés récemment parmi les NEA, avec des périodes comprises entre 2 h et 1,5 min (limite inférieure actuellement mesurable). Leur diamètre est toujours inférieur à 200 m. Les barres en tirets représentent les NEA seuls.

Un point encore obscur concerne l'origine des rotateurs lents parmi les petits astéroïdes, aucun mécanisme testé à ce jour n'étant assez efficace pour les ralentir dans de telles proportions. Inversement, aucun des très petits astéroïdes n'a de période plus longue que 2,1 h.

Densités

Un autre indice concerne la densité de ces objets. L'estimation de la densité nécessite une bonne approximation de la forme (pour calculer le volume) et de la masse. La masse ne peut être mesurée que dans des cas particuliers : par perturbation gravitationnelle sur des objets plus petits (possible seulement pour les plus gros astéroïdes), par perturbation de la trajectoire d'une sonde spatiale (si le survol est suffisamment proche, il n'y pour l'instant que quelques exemples), ou par observation des périodes des satellites (quelques exemples pour l'instant, dont les orbites sont mal connues). Les densités estimées sont toutes sensiblement plus faibles que celles des analogues météoritiques supposés, et certaines sont étonnemment basses.

Structures internes

On réconcilie la faible densité des astéroïdes et celles des météorites en tenant compte d'abord de la porosité de la couche superficielle (régolite), et en attribuant ensuite la différence à la porosité globale des astéroïdes. La première ne concerne que la surface (quelques dizaines de mètres typiquement), et peut difficilement dépasser les 10-20% sans réduire la cohésion du matériau (la porosité mesurée sur les météorites elles-mêmes est couramment de 10%, et ne dépasse que rarement les 20%). La différence s'explique donc par une « porosité macroscopique » affectant les astéroïdes dans leur volume, c'est à dire par l'existence de vide internes, ou de grands volumes de glace. Parmi la vingtaine d'objets dont on peut estimer la porosité, on distingue trois groupes qu'on interprète de la façon suivante :

• Les astéroïdes cohérents (les plus gros : Céres, Vesta, Pallas...) dont la porosité interne est inférieure à 10% ;
• Les astéroïdes fracturés (Ida, Eros, Pulcova...) dont la porosité interne est de l'ordre de 15-25% ; ils sont très profondément fracturés, mais n'ont probablement pas été disloqués ;
• Les "rubble-piles", complètement disloqués et maintenus ensemble par auto-gravitation des débris (Phobos, Mathilde, Eugenia...). La porosité atteindrait des valeurs de 30 à 45%, voire 75% dans le cas de Psyché (dans l'hypothèse où il s'agit d'un corps entièrement métallique).

Le point de vue actuel est que les astéroïdes constituent le reste de la population de planétésimaux qui ont formé les planètes il y a 4,5 milliards d'années. Ces objets ont continué à évoluer essentiellement sous l'effet des collisions, de moins en moins fréquentes comme la population diminuait par accrétion ou par dispersion. Les plus gros correspondraient aux corps parents eux-mêmes ou à des objets peu modifiés, les plus petits aux fragments produits lors des collisions majeures, et les astéroïdes de taille intermédiaire seraient des agrégats liés gravitationnellement de ces fragments. Ces agrégats ne seraient pas consolidés, et seraient donc facilement détruits lors de chocs violents ou sous l'effet des contraintes gravitationnelles intenses. Ils auraient donc des densités plus faibles dues à une très forte porosité, et probablement des marques de fractures profondes visibles en surface - c'est ainsi que sont interprétés les sillons (grooves) observés d'abord sur Phobos, puis sur Gaspra et Ida. D'autres résidus des planétésimaux, formés à plus grande distance du Soleil, seraient à l'origine des populations du nuage de Oort et de la ceinture de Kuiper.

Le bombardement continuel des surfaces par les petites météorites provoquerait un resurfaçage permanent en retournant la couche superficielle sur une cetaine épaisseur. Les astéroïdes seraient donc couverts d'une strate plus ou moins épaisse de matériau disloqué et poreux, le régolite. Ce phénomène est effectivement observé sur la Lune, sur Phobos et Deimos depuis les années 70. Son existence dans le ceinture principale a longtemps été sujet à caution, à cause des vitesses relatives plus faibles entre les objects. Les sondes spatiales ont largement confirmé l'existence d'épais régolites sur tous les corps observés de près.

Voir aussi :

Liens petits corps