Les asteroides

Parmi les objets du système solaire dont les orbites ont été déterminées avec précision, la population des astéroïdes est de loin la plus nombreuse: le nombre d'objets catalogués dépassait 7 000 en 1998. Les astéroïdes sont des petits corps gravitant autour du Soleil et seux que l'on connait sont majoritèrement (95 %) entre l'orbite de Mars et celle de Jupiter, situées respectivement à 1,5 ua et 5,2 ua du Soleil. Ils forment ce qu'on appelle la ceinture principale des astéroïdes. Certains de ces objets peu nombreux, dénommés Amor et Apollo, ont des orbites qui croisent celle de Mars ou même celle de la Terre !

Le premier astéroïde, (1)Cérès, est découvert à l'observatoire de Palerme, par son directeur, Giuseppe Piazzi, le 1er janvier 1801. Son orbite est reconnue elliptique et son demi-grand axe estimé à 2,8 ua, distance à laquelle la loi de Titius-Bode suggère l'existence d'une planète. Le 28 mars 1802, Wilhelm Olbers découvre (2) Pallas, dont la dimension de l'orbite est voisine de celle de Cérès, ce qui conforte l'hypothèse de l'explosion de la planète manquante. Un troisième astéroïde, (3) Junon, est découvert par Carl Ludwig Harding en 1804, un quatrième, (4) Vesta, à nouveau par Olbers, en 1807.

Les premiers astéroïdes découverts étaient situés à une distance du Soleil de 2,8 ua où la loi empirique de Titius-Bode prévoyait l'existence d'une planète jusqu'alors non observée. On a donc pensé que les astéroïdes étaient les fragments d'une planète éclatée. Cette hypothèse est maintenant complètement abandonnée. En revanche, la théorie largement admise aujourd'hui est que les astéroïdes sont des corps qui, à cause de perturbations gravitationnelles induites par Jupiter, n'ont jamais pu s'agglomérer pour former une planète.

L'étude approfondie des astéroïdes est importante essentiellement pour deux raisons: en premier lieu, elle permet de mieux comprendre la formation des planètes; en second lieu, l'évolution des orbites de ces petits corps perturbées par la présence des planètes fournit la possibilité de vérifier les théories de la mécanique céleste, en particulier la théorie des perturbations.

Jusqu'en 1890, les astéroïdes sont observés visuellement et reconnus comme tels à cause de leurs mouvements par rapport au Soleil. À partir de 1891, Max Wolf à Heidelberg et Auguste Charlois à Nice prennent les premières photographies d'astéroïdes. Les plaques photographiques étant exposées pendant une heure, les étoiles apparaissaient comme des points alors que les astéroïdes décrivaient un petit segment de droite. Cette technique, toujours utilisée, a permis, à l'aide des télescopes de Schmidt, de découvrir un grand nombre d'astéroïdes. Cependant, il est beaucoup plus difficile de déterminer l'orbite d'un astéroïde, cette détermination nécessitant en effet plusieurs clichés pris à des époques différentes et exigeant beaucoup d'attention pour mesurer et calculer des positions précises: ainsi, alors que 20 000 astéroïdes environ sont connus, l'orbite de seulement 7 000 d'entre eux a pu être déterminée.

Aujourd'hui, la théorie largement admise est que les astéroïdes ne sont pas les résidus d'une planète éclatée mais plutôt les restes d'une planète avortée, qui n'a pu, comme les autres planètes, rassembler les différents planétésimaux de la matière diffuse qui formait le proto-système solaire. Le disque de la nébuleuse, qui était en rotation autour du jeune Soleil, contenait des particules solides de compositions diverses selon la température, qui dépendait elle-même de la distance à l'astre central. Dans la région la plus interne (la plus proche de l'astre), seule la poussière de type rocheux (silicates, minéraux de fer et de nickel) a résisté à la température très élevée de la région, tandis qu'à des distances plus grandes du Soleil, vers 3 à 5 ua, la température était si basse qu'il y a eu condensation de matériaux glacés comme l'eau, l'ammoniac et le méthane.

Dans cette région, où la densité de matière disponible pour construire les planètes était plus importante que dans la région interne, l'agglomération de gros planétésimaux a été favorisée, et le plus gros noyau a donné naissance à Jupiter. Immédiatement après sa formation, la future planète Jupiter a aspiré les gaz légers de la nébuleuse (hydrogène et hélium); par ailleurs, les résidus solides ont été éjectées dans son voisinage, comprenant une partie des noyaux peu massifs, tandis que certains de ces planétésimaux ont été envoyés sur des orbites instables et très excentriques sous l'effet perturbateur (attraction gravitationnelle) du proto-Jupiter. Durant ce processus, la zone de la ceinture principale proche de Jupiter a donc été violemment perturbée. Ainsi, l'accrétion des particules solides s'est dramatiquement ralentie et, avant que le processus donne naissance à une planète (ce qui demande une dizaine de millions d'années), la ceinture a été bombardée par un certain nombre de planétésimaux venant de la région proche de Jupiter, expulsés ou déviés par des rencontres proches avec le proto-Jupiter.

Document Astro5000