La Ceinture d'astéroïdes

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La ceinture principale d’astéroïdes se situe entre les orbites des planètes Mars et Jupiter ; elle est composée de millions, voire de milliards de petits fragments de roche et de poussières. En 2018, on connaît 240 astéroïdes de plus de 100 km3 tandis qu'une étude systématique de la ceinture dans les infrarouges a estimé entre 700 000 et 1 700 000 le nombre d'astéroïdes plus grands qu'un kilomètre. La magnitude absolue médiane de ces astéroïdes est d'environ 16.

Contrairement à une idée courante, et malgré le nombre d'astéroïdes qui la composent, la ceinture d'astéroïdes reste très peu dense et chaque astéroïde est généralement séparé du plus proche par en moyenne un million de kilomètres.6La totalité des astéroïdes équivaut en masse à 1/1000e de celle de la Terre. Leur taille peut varier suivant une très grande disparité, allant de quelques centimètres à des centaines de kilomètres.

La formation des astéroïdes

Les astéroïdes constituent pour les planétologues l’une des principales sources l’informations sur les premières étapes de formation du Système solaire. Ils sont les restes de la nébuleuse primitive formée il y a 4,5 milliards d’années. Alors naissant, le Soleil était entouré d’un disque de poussières et de gaz au sein duquel les planètes se sont peu à peu formées par attraction gravitationnelle. Les astéroïdes sont des petits corps célestes qui n’ont pas réussi à s’agréger en ensembles plus volumineux. Très peu évolués, ils témoignent des conditions primordiales de formation de la Terre et des autres planètes telluriques, telles que celles-ci étaient avant de se « différencier » avec un coeur, un manteau et une croûte. On pense que la formation des planètes suit un processus analogue à l'hypothèse de la nébuleuse solaire, qui suppose qu'un nuage de poussière et de gaz interplanétaire s'est effondré sous l'influence de sa propre gravité pour former un disque en rotation qui s'est condensé pour former le soleil et les planètes40. Pendant les premiers millions d'années du Système solaire, un processus d'accrétion a graduellement accru la taille des corps, jusqu'à former les différentes planètes.

Dans les régions où la vitesse moyenne des collisions était trop élevée, la dislocation des planétésimaux tendait à dominer l'accrétion, empêchant la formation de corps suffisamment grands. De plus, les effets de résonance orbitale avec Jupiter tendent à perturber les petits corps vers d'autres orbites. La région située entre Mars et Jupiter contient plusieurs fortes résonances. Jupiter ayant migré vers le Soleil à la suite de sa formation, ces résonances ont balayé la ceinture d'astéroïdes, excitant la population des planétésimaux, accroissant leur vitesse relative. Les planétésimaux de cette région furent (et continuent à être) trop perturbés pour former une planète. Ils continuent à orbiter autour du Soleil indépendamment et à entrer en collision de façon occasionnelle. La ceinture d'astéroïdes peut être considérée comme une relique du Système solaire primitif.

De façon schématique, un astéroïde typique de la ceinture principale possède une orbite relativement circulaire située près du plan de l'écliptique, mais il existe des exceptions.

Découverte et observation

Le premier astéroïde fut découvert par Giuseppe Piazzi le 1er janvier 1801. Le calcul permit de révéler qu'il s'agissait d'un astre circulant en moyenne à 2,8 unités astronomiques du Soleil. Il fut nommé Cérès.

D'autres astéroïdes ont ensuite été découverts : Pallas en 1802, Junon en 1804 et Vesta en 1807. Pendant une cinquantaine d'années, ces quatre corps furent considérés comme des petites planètes, venant se substituer à la « planète manquante » annoncée par Bode en 1772. Néanmoins, les différences importantes d'orbites et de luminosité entre ces quatre objets et leurs positionnements par rapport à la planète dite manquante fit naître un intense débat quant à leur statut.

La découverte d'Astréec en 1845 ainsi que de dizaines d'autres astéroïdes situés entre Mars et Jupiter durant la décennie suivante permit de mettre fin au débat et d'établir définitivement l'existence d'une ceinture d'astéroïdes entre les orbites de Mars et de Jupiter.

Principalement trois catégories d'astéroïdes

Dans la partie externe, près de l'orbite de Jupiter, les astéroïdes riches en carbone prédominent. Ces astéroïdes de type C incluent plus de 75 % de tous les astéroïdes visibles. Ils sont plus rouges que les autres astéroïdes et possèdent un albédo très faible.

Vers la portion interne de la ceinture, aux alentours de 2,5 UA du Soleil, les astéroïdes de type S (silicates) sont les plus courants. Le spectre de leur surface révèle la présence de silicates et de quelques métaux, mais aucun composé carboné significatif. Ils sont donc constitués de matériaux profondément modifiés depuis les débuts du Système solaire. Leur mécanisme de formation supposé inclut une phase de fusion qui a provoqué une différenciation de masse. Ils possèdent un albédo relativement élevé et forment 17 % du total.

Une troisième catégorie, regroupant 10 % du total, est celle des astéroïdes de type M (riches en métaux). Leur spectre ressemble à celui d'un alliage fer-nickel, avec une apparence blanche ou légèrement rouge et aucune caractéristique d'absorption. On pense que certains astéroïdes de type M se sont formés dans les noyaux métalliques d'objets plus gros qui ont été fragmentés par collision.

Les lacunes de Kirkwood

La distribution des demi-grands axes des astéroïdes fait apparaître des zones clairement dépourvues d'astéroïdes, appelées lacunes de Kirkwood. La distribution met également en évidence différentes pointes.

Ces lacunes, et ces pointes, apparaissent pour les demi-grands axes où le rapport entre la période orbitale d'un astéroïde et celle de Jupiter est une fraction entière. Ainsi, par exemple, il y a très peu d'astéroïdes qui ont un demi-grand axe de 2,5 ua, et une période de 4 ans, qui correspond au tiers de la période orbitale de Jupiter. Pour un petit objet répondant à cette condition, les effets de résonance avec la planète sont suffisants pour en perturber les éléments orbitaux. En pratique, les astéroïdes qui ont pu se situer par le passé sur de telles orbites (soit initialement à cause de la migration de l'orbite de Jupiter ou à cause de perturbations ou collisions antérieures) ont graduellement été déplacés vers des orbites possédant un demi-grand axe différent.

L'astéroïde et la planète naine Cérès

Données orbitales

• Distance par rapport au Soleil : 381 à 447 millions de km
• Période orbitale : 4,6 ans
• Rotation : 9,1 heures
• Vitesse orbitale : 19,4 à 16,5 km/s
• Excentricié orbitale : 0,0793
• Inclinaison orbitale : 3°

Données physiques

• Diamètre : 952 km soit 0,75% de la Terre
• Masse : 943 millions de millions de tonnes soit 0,1% de la Terre
• Volume : 451 millions de km³
• Gravité : 2,8% de la Terre
• Température moyenne : -106 à -34° C
• Densité moyenne : 2,08 g/cm³
• Satellite artificiel passif : La sonde DAW depuis le 31 octobre 2018.

Découverte

L'idée selon laquelle une planète inconnue pourrait exister entre les orbites de Mars et Jupiter4 fut proposée pour la première fois par Johann Elert Bode en 1768. Cérès fut observée pour la première fois le 1er janvier 1801 par Giuseppe Piazzi, alors directeur de l'observatoire astronomique de Palerme en Sicile. Piazzi découvrit Cérès par accident, alors qu'il cherchait à observer la 87e étoile du Catalogue d'étoiles zodiacales de Nicolas-Louis de Lacaille. Elle porte le nom de la déesse romaine Cérès. Avec une magnitude apparente qui évolue entre 6,7 et 9,3 dans le spectre visible, Cérès n'est pas observable à l'œil nu.

Principales caractéristiques

Cérès est un astéroïde et une planète naine du Système solaire. C'est la seule planète naine située dans la ceinture d'astéroïdes, dont elle constitue environ un tiers de la masse totale. Son diamètre est d'environ 952 kilomètres.

Elle possède une forme sphérique, à la différence des corps plus petits, qui ont une forme irrégulière. Sa surface est probablement composée d'un mélange de glace d'eau et de divers minéraux hydratés (notamment des carbonates et de l'argile), et de la matière organique a été décelée. Il semble que Cérès possède un noyau rocheux et un manteau de glace. Elle pourrait héberger un océan d'eau liquide, ce qui fait d'elle une cible pour la recherche de vie extraterrestre. Cérès est entourée d'une atmosphère ténue, contenant de la vapeur d'eau et alimentée par des geysers.

En 2007, la sonde spatiale Dawn de la NASA est lancée afin de l'explorer. Après avoir étudié l'astéroïde Vesta en 2011-2012, elle est dirigée vers Cérès, autour de laquelle elle est placée sur une orbite de rayon 61 000 kilomètres le 6 mars 2015. Son orbite est ensuite abaissée successivement pour fournir des observations plus précises, puis son carburant s'est épuisé le 31 octobre 2018, et Dawn est depuis un satellite passif de Cérès.

Orbite

Formation, géologie et évolution

Les observations de la sonde Dawn suggèrent que Cérès s'est formée au-delà de Neptune il y a 4,57 milliards d'années avant d'être éjectée de son orbite primordiale par la Grande Migration planétaire pour se stabiliser dans la ceinture d'astéroïdes. Dans la ceinture d'astéroïdes, Pallas et Vesta pourraient également être d'anciennes protoplanètes mais ne possèdent pas une forme sphérique. Il se peut qu'Ida, un autre corps de la ceinture d'astéroïdes, ait une origine identique.

Peu après sa formation, Cérès s'est différenciée entre un noyau rocheux et un manteau de glace, en raison de l'échauffement provoqué par l'accrétion et peut-être par la désintégration de radioisotopes disparus depuis lors, comme 26Al7. Ce processus provoqua un volcanisme d'eau et une tectonique, qui firent disparaître de nombreuses caractéristiques géologiques. Cependant, Cérès se refroidit par la suite en raison de l'épuisement rapide des sources de chaleur. La glace de la surface s'est graduellement sublimée, laissant derrière elle divers minéraux hydratés : argile et carbonates. Cérès est désormais un corps géologiquement mort dont la surface n'est plus sculptée que par des impacts.

L'existence de quantités significatives de glace d'eau dans Cérès a soulevé la possibilité d'une couche d'eau liquide (éventuellement déjà solidifiée). Cette couche hypothétique, parfois appelée un océan, est - ou était - probablement située entre le noyau et le manteau de glace comme sur Europe. L'existence d'un océan est plus probable si de l'ammoniac ou d'autres substances dissoutes (comme des sels) agissant comme antigel, sont présentes dans l'eau. L'existence possible d'eau liquide dans Cérès en fait une cible potentielle des recherches de vie extraterrestre.

Le spectre infrarouge de Cérès fait apparaître des matériaux hydratés qui indiquent la présence de quantités significatives d'eau à l'intérieur de l'objet. Parmi les autres possibles constituants de la surface, il y aurait de l'argile riche en fer (cronstedtite) et des composés carbonatés (dolomite et sidérite), minéraux courants dans les météorites chondrites carbonées6. Les caractéristiques spectrales des carbonates et de l'argile sont généralement absentes du spectre des autres astéroïdes de type C6.

La présence sur Cérès de minéraux hydratés contenant de l'ammoniac, de la glace d'eau, des carbonates, des sels et de la matière organique indique un environnement chimique très complexe, éventuellement favorable à la chimie prébiotique.Deux études en 2018, à partir d'analyses en spectrométrie visuelle et infra-rouge de la sonde Dawn, ont confirmé que Cérès était un corps actif aussi bien d'un point de vue géologique que chimique :

Deux études en 2018, à partir d'analyses en spectrométrie visuelle et infra-rouge de la sonde Dawn, ont confirmé que Cérès était un corps actif aussi bien d'un point de vue géologique que chimique :

• Des variations à très court terme des quantités de glace d'eau, en particulier sur les parois du cratère Juling, ont été observées entre avril et octobre 2016.
• Des changements récents de la topographie de l’astéroïde sont prouvés par l'identification de plusieurs zones où des carbonates hydratés sont exposés en surface, alors que ceux-ci devraient se déshydrater assez rapidement.
• Fin 2018, une étude également étayée par la sonde Dawn a montré que la croûte de Cérès est extrêmement riche en carbone, celui-ci représentant 20 % en masse des roches de la surface.

Exploration par la sonde Dawn

Les objectifs de la mission de la sonde Dawn

Dawn est le premier véritable vaisseau spatial interplanétaire de la NASA. La mission comprenait des séjours prolongés sur deux corps extraterrestres très différents : l'astéroïde géant Vesta et la planète naine Cérès. Ces deux petits mondes se trouvent dans la ceinture d'astéroïdes principale, parsemée de débris, entre Mars et Jupiter.

La question principale à laquelle la mission s’est intéressée est le rôle de la taille et de l’eau dans la détermination de l’évolution des planètes.

1. Capturer les premiers instants de l’origine du système solaire nous permettant de comprendre les conditions dans lesquelles ces objets se sont formés.
2. Déterminer la nature des éléments constitutifs à partir desquels les planètes telluriques se sont formées, améliorant ainsi notre compréhension de cette formation.
3. Comparer la formation et l’évolution de deux petites planètes qui ont suivi des chemins évolutifs très différents afin que nous comprenions ce qui contrôle cette évolution.

Cérès constitue le deuxième objectif de la sonde Dawn, après l'astéroïde Vesta. Lancée en septembre 2007, la sonde tourne autour de Vesta de juillet 2011 à septembre 2012, puis elle est dirigée vers Cérès, autour de laquelle elle est mise en orbite le 6 mars 2015, à une altitude de 61 000 km64. Par la suite, son orbite est rabaissée à trois reprises en 2015 '4 400, 1 470 puis 200 km).

En octobre 2017, la NASA annonce que Dawn devrait se rapprocher à une orbite inférieure à 200 km72, altitude qu'elle conserve jusqu'à l'épuisement de son carburant le 31 octobre 2018. Dawn est depuis un satellite passif de Cérès.

En mars 2018, de nouvelles conclusions sont publiées sur la base de données obtenues par Dawn d'avril à octobre 2016. Elles montrent que Cérès a une structure plus complexe que prévu, et surtout qu'il s'agit d'une planète naine encore très active avec une croissance de l'épaisseur de la glace sur les murs de cratère. C'est la première fois qu'une évolution de la surface de Cérès est mise en évidence.

Dawn a constitué un pont entre l'exploration du système solaire interne rocheux et celle du système solaire externe glacé. Elle a achevé l'exploration de premier ordre du système solaire interne, a répondu à l'objectif de la NASA de comprendre l'origine et l'évolution du système solaire et a complété les recherches sur Mercure, la Terre et Mars.

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