LES ASTEROIDES

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Les ASTÉROÏDES
rochers voyageurs

	Les astéroïdes. Il existe, dans le système solaire, un très grand nombre de planètes de très petites dimensions, qui apparaîssent, sur la voûte céleste, comme des astres mobiles de faible magnitude. Pour cette raison, William Herschell (le découvreur d'Uranus) a proposé de les appeler "astéroïdes". La plupart d'entre eux ont des orbites situées entre celles de Mars et de Jupiter (voir carte ci-après), dans une zone que l'on appelle souvent la ceinture d'astéroïdes. Cependant, on trouve des astéroïdes à l'intérieur de l'orbite de la Terre et jusqu'au delà de l'orbite de Saturne.
	La sonde Galiléo approche l'astéroïde 243 Ida (56x24x21 km) et sa minuscule Lune Dactyl (1,5 km).
	Certains astéroïdes ont des orbites qui croisent celle de la Terre (géocroiseurs), et des collisions ont déjà eu lieu dans le passé. De nombreuses traces de ces impacts existent sur Terre, la plus célèbre est le cratère du météore Barringer, près de Winslow, Arizona. Les astéroïdes s'échelonnent en taille de Cérès, qui a un diamètre d'environ 1000 km, jusqu'à celle d'un petit caillou. Si la plupart ont une taille de quelques centaines de mètres, seul un millier d'entre eux dépassent les 10 km, seulement cinquante dépassent les 100 km et seize astéroïdes ont un diamètre de 240 km ou plus. Si l'on entassait à la surface de Cérès tous les astéroïdes connus et tous ceux dont l'existence est supposée statistiquement, on ferait passer son diamètre de 1000 km à seulement un peu moins de 1500 km, moins de la moitié de la Lune. Les premiers astéroïdes furent découverts au début du XIXème siècle et vinrent remplir la place qui, suivant la loi de Titius-Bode, devait être celle d'une planète située entre Mars et Jupiter. On pense actuellement que les astéroïdes proviennent de l'éclatement de cette planète hypothétique.
	L'astéroïde 253 Mathilde (56 km) photographié par la sonde NEAR le 27 juin 1997.
	L'intérêt principal de l'étude des astéroïdes se rattache à la mécanique céleste. Ce sont en effet des corps de masse faible, dont les orbites modifiées par la présence des grosses planètes, en particulier par celle de Jupiter, permettent de vérifier la théorie des perturbations. Historique. C'est l'Italien Giuseppe Piazzi qui, en 1801, découvrit le premier astéroïde, 1 Cérès, qui atteint la magnitude 7 à son opposition. Peu après, Wilhelm Olbers découvre 2 Pallas et, devant la similitude des deux orbites, émet l'hypothèse suivant laquelle ces objets provenaient de l'éclatement d'un astre plus important, dont d'autres débris devaient encore être recherchés. En 1804, Karl Harding découvrit effectivement un troisième astéroïde, 3 Junon, et W. Olbers encore un quatrième, 4 Vesta, en 1807. Curieusement, les recherches furent abandonnées jusqu'à ce que les progrès de la mécanique céleste et de la méthode de calcul des orbites montrent tout l'intérêt de ces objets. Les observations reprirent avec succès vers 1840, par observation visuelle, et, en 1890, 320 astéroïdes étaient connus. À partir de 1891, l'utilisation de la photographie devait faire croître ce nombre très rapidement. On en a découvert plus de 10 000 à l'heure actuelle allant jusqu'à la magnitude 16 à l'opposition, et on estime qu'en utilisant le grand télescope de 5 mètres du Mont Palomar, on pourrait en détecter plus de 100 000, et que le système solaire en contient plus de 400 000. On n'essaie plus d'étudier tous les astéroïdes, mais on recherche ceux qui ont des orbites particulières, ou qui peuvent avoir un intérêt en mécanique céleste. Les dix principaux astéroïdes :

	N°	Nom	Taille (km)	Distance au Soleil (millions de km)	Période de révolution (années)
	1 2 4 10 31 704 511 65 52 451	Cérès Pallas Vesta Hygiea Euphrosyne Interamnia Davida Cybèle Europa Patientia	1000 610 540 450 370 350 320 310 290 280	414 414 353 471 562,5 458 477 511,5 464 458	4,60 4,61 3,63 5,59 5,61 5,34 5,70 6,33 5,45 5,35

La nature des astéroïdes.

Jusqu'à présent, on a réussi à mesurer directement les dimensions de quatre astéroïdes seulement.
Cérès et Vesta ont des dimensions qui atteignent à peu près 1/5ème de celui de la Lune. On peut estimer celles des autres en supposant que leur albédo (fraction diffusée ou réfléchie de l'énergie rayonnante incidente) est du même ordre que celui des quatre astéroïdes précédents.
On en déduit que les plus petits qui ont été détectés ne dépassent guère 2 ou 3 km. Il existe certainement des débris encore plus petits. Malgré le grand nombre d'astéroïdes, leur masse totale, si on leur attribue une densité égale à celle de la Terre, ne dépasse pas le millième de la masse terrestre, ce qui est encore bien inférieur à la masse de Mercure.
C'est peut-être là une des causes de l'instabilité de la planète mère. La photométrie des astéroïdes a révélé que leur éclat variait souvent d'une manière périodique, avec des périodes comprises entre 3 et 10 heures.

Cela est dû à ce que les astéroïdes sont souvent de forme irrégulière, et tournent sur eux-mêmes, ce qui fait varier leur pouvoir réflecteur en direction de la Terre. Cette forme irrégulière a pu être observée directement, dans le cas de 433 Eros qui, en 1931, approcha la Terre de 23 millions de kilomètres seulement. Sa courbe de lumière varie de 1,7 magnitude avec une période de 5 h 16 mn. Lors de sa conjonction il apparut comme un astre allongé de 0"18 de longueur. Les albédos de Cérès et de Pallas sont voisins de ceux de la Lune ou de Mercure. Mais ceux de Junon et Vesta sont beaucoup plus élevés, ce qui montre que les surfaces des astéroïdes ne sont pas toutes identiques.

Les orbites des astéroïdes.

La quasi-totalité (97 p. 100) des astéroïdes ont des orbites situées entre 2,17 et 3,64 unités astronomiques (U.A.). Ces orbites sont souvent plus excentriques et plus inclinées que celles des planètes. Les périodes de révolution sont comprises entre 4 et 7 ans.
L'histogramme des moyens mouvements montre une particularité remarquable :

La distribution n'est pas uniforme, il apparaît des lacunes, qui correspondent à des périodes de rotation en rapport simple avec celles de Jupiter, par exemple 1/2, 2/5, 3/7, et 1/3.
C'est, de toute évidence, un effet de résonance provoqué par les perturbations dues à Jupiter. Il doit être étudié dans le problème des trois corps : Soleil, Jupiter en mouvement képlérien, et astéroïde de masse négligeable. C'est un problème de mathématique pure, qui a été abordé principalement par Henri Poincaré.
Si la solution générale a pu être trouvée, il reste de nombreux calculs numériques à faire pour la confronter avec l'observation.
Les orbites des astéroïdes présentent souvent des ressemblances, et on a pu définir, à partir de leurs caractéristiques, excentricité, inclinaison et grand axe des "familles" distinctes, qui groupent entre quelques dizaines et plusieurs centaines de membres.
Parmi ces familles, celle des "planètes troyennes" est la plus intéressante pour la mécanique céleste. L'orbite de ces dernières coïncide avec celle de Jupiter, les astéroïdes se groupant au voisinage des deux points situés à 60° de Jupiter, de part et d'autre de la planète. Joseph Lagrange a montré que ces points ("points de Lagrange"), en lesquels les positions du Soleil, de Jupiter et de l'astéroïde forment un triangle équilatéral, correspondent à des positions stables de l'astéroïde.
La recherche des astéroïdes à orbites particulières est importante pour la vérification de la théorie des perturbations. Par exemple, Icare s'approche du Soleil plus que Mercure, et a une orbite très excentrique (e = 0,83) ; il a été utilisé pour déterminer la masse de Mercure et aussi pour vérifier les théories de la relativité. 433 Éros a son périhélie situé entre les orbites de Mars et de la Terre. L'étude de son mouvement a fourni des mesures de la parallaxe solaire et de la masse du système Terre-Lune.
D'autres astéroïdes s'approchant encore plus de la Terre ont été découverts.
Hermès s'approche à 800 000 km et, le 30 octobre 1937, un objet est passé à 600 000 km, soit seulement une fois et demie la distance Terre-Lune.
On pense même que les grandes météorites tombées sur la Terre pourraient être des astéroïdes.

Propriétés physiques.

En dehors de quelques informations sur la forme et l'albédo de quelques astéroïdes, notre connaissance de leur nature physique (densité, composition chimique, morphologie de surface, magnétisme, etc.) est à peu près nulle. Elle ne pourra être développée que grâce à des missions spatiales spécialisées emportant divers instruments au voisinage de certains d'entre eux.
Il est important d'étudier ces petits corps du système solaire d'un point de vue physique car ils ont probablement très peu évolué depuis leur formation, et peuvent donc nous apporter des informations sur la matière primitive à partir de laquelle se sont formées les planètes.

L'origine.

On admet habituellement que les astéroïdes proviennent de l'éclatement d'une planète qui aurait, à l'origine, occupé dans le système solaire une orbite située entre Mars et Jupiter.
L'explosion, de faible puissance, aurait donné des orbites peu différentes de celle de la planète initiale, qui auraient été ensuite fortement perturbées par la présence des grosses planètes, en particulier par celle de Jupiter.
La reconnaissance de différentes familles d'orbites conduit cependant à admettre qu'il y a eu plusieurs explosions, les premiers débris de la planète ayant eux-mêmes explosé à des époques différentes.

Carte de quelques astéroïdes et groupes remarquables.

Un minuscule astéroïde.

La sonde Deep Space 1 (DS1) a pris cette photo de l'astéroïde 9969 Braille à environ 26 km en juillet 1999. C'est le plus proche survol d'un astéroïde jamais effectué. Ce corps céleste a été découvert en 1992 au moyen du télescope de Schmidt du mont Palomar. Connu auparavant comme 1992 KD, il possède une composition chimique proche de celle de 4 Vesta. L'hypothèse d'une collision ou d'une fragmentation passée avec ce gros astéroïde est envisagée sérieusement et sera vérifiée par l'analyse des données collectées par DS1. Ce cataclysme hypothétique pourrait être à l'origine de beaucoup des météorites tombées sur Terre. Braille a une orbite très inclinée sur l'écliptique et tourne sur lui-même en 9 jours seulement.

Corrélats :
La loi de Titius-Bode.

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