Introduction
Aucune étude de planétologie comparée ne saurait être complète sans inclure une analyse des corps les plus nombreux du Système Solaire : les astéroïdes et les comètes.
IntroductionAucune étude de planétologie comparée ne saurait être complète sans inclure une analyse des corps les plus nombreux du Système Solaire : les astéroïdes et les comètes.
Le premier jour de l'année 1801, Giuseppe Piazzi découvrit un objet qu'il pensa d'abord être une comète. Mais après que son orbite fut mieux déterminée, il apparut évident que ce n'était pas une comète mais qu'il s'agissait plus vraisemblablement d'une petite planète. Piazzi l'appela Cérès, en l'honneur du dieu sicilien de l'agriculture. Cette découverte marqua le début de l'exploration et de la recherche sur la population astéroïdale. Mais que sont les astéroïdes, d'où viennent-ils et que nous apprennent-ils ?
Petits objets rocheux de taille n'excédant pas quelques centaines de kilomètres de diamètre, les astéroïdes ont souvent été appelés, au milieu du siècle, "les vermines du ciel". Les petites traînées qu'ils laissaient sur les plaques photographiques étaient considérées comme des nuisances. Les astéroïdes occupent principalement la région de transition, entre les planètes telluriques et les planètes géantes, c'est-à-dire entre 2,1 et 3,3 UA. Quoique les astéroïdes aient subi une substantielle évolution collisionnelle depuis leur formation, la plupart d'entre eux n'ont pas eu à souffrir d'une grande évolution géologique, thermique ou orbitale. Et c'est là que réside le principal intérêt de l'étude des astéroïdes. De par leur petitesse, ces objets ont très vite évacué la chaleur originelle de la nébuleuse protosolaire figeant ainsi la composition initiale de cette dernière. Ainsi l'étude des petits corps nous renseigne sur les conditions initiales qui ont prévalu à la naissance du Système Solaire. En particulier, les météorites, qui sont des fragments d'astéroïdes, sont les preuves fossiles des événements qui ont affecté les premiers temps de la formation du Système Solaire.
Les astéroïdes sont aussi importants parce qu'ils sont la source de la plupart des météorites. De plus, certains astéroïdes, les géocroiseurs, ou en anglais Earth Crossing Asteroids (ECA) présentent un danger pour la Terre car leurs orbites croisent celle de notre planète. On sait que la Terre, comme tous les corps du Système Solaire, a eu un passé violent. Pour preuve, la constellation de cratères dont est ornée la surface lunaire. De telles cicatrices sur Terre ont été masquées et érodées par l'activité terrestre. Il est rituel quand on parle de ce sujet, d'évoquer la chute d'un astéroïde ou d'une comète, il y a 65 millions d'années, à la frontière du Crétacé et du Tertiaire et qui fut peut-être responsable de l'extinction des dinosaures. Le cratère d'impact, retrouvé près de la côte de la péninsule du Yucatán près du village de Chicxulub (golfe du Mexique) a un diamètre estimé d'au moins 180 km.
Un troisième et dernier intérêt que l'on peut trouver à l'étude des astéroïdes est d'aspect économique. Les ressources sur Terre ne sont pas inépuisables, et on peut envisager, dans un futur proche pouvoir exploiter les ressources minières des astéroïdes. On estime qu'un kilomètre cube d'astéroïde de type M, c'est-à-dire métallique, contient 7 milliards de tonnes de fer, 1 milliard de tonne de nickel, et suffisamment de cobalt pour satisfaire la consommation mondiale pendant 3000 ans. Les astéroïdes peuvent constituer d'avantageuses bases spatiales de pré-colonisation du Système Solaire. En effet, grâce à leurs ressources minières, ils peuvent pourvoir les colons en matériaux de construction, ainsi que leurs besoins en eau, oxygène, carbone et azote. De plus, de part leur faible masse et donc faible gravité, l'énergie requise pour quitter l'astéroïde-hôte est beaucoup plus faible que celle nécessaire pour quitter la Terre.
En 2009, on recense environ 500 000 astéroïdes, dont 200 000 sont numérotés et seulement plus d'une centaine ont une dimension supérieure à 100 km. Un astéroïde obtient son numéro et son nom quand un nombre suffisant d'observations a été effectué pour déterminer ses éléments orbitaux avec précision. Le rythme annuel des découvertes est actuellement de plusieurs milliers, ceci grâce aux programmes automatiques de recherche. Il y a certainement encore des centaines de milliers d'autres astéroïdes qui sont trop petits, trop sombres ou trop distants de la Terre pour être détectés. Le plus gros astéroïde du Système Solaire, Cérès, a un diamètre de 940 km et une masse de 1,18 1021 kg. A lui seul, il représente environ un tiers de la masse totale de la ceinture principale (voir définition plus loin). Puis viennent par ordre de taille, Vesta (576 km), Pallas (538 km) et Hygiéa (429 km). Ensuite, les tailles décroissent très vite car seulement 30 astéroïdes ont un diamètre supérieur à 200 km, 200 astéroïdes ont un diamètre supérieur à 100 km et on estime à un million le nombre d'astéroïdes de taille kilométrique.
La grande majorité des astéroïdes occupe une "ceinture" située entre Mars et Jupiter, et connue sous le nom de ceinture principale, qui s'étend entre 2,1 et 3,3 UA du Soleil. Un petit nombre ont leur demi-grand axe plus grand ou plus petit, ou une excentricité telle qu'ils n'appartiennent pas à cette région (figure ci-contre). Faisons un petit tour du Système Solaire des astéroïdes en commençant par les plus proches de notre étoile.
Nous rencontrons tout d'abord le groupe des Aten (les groupes d'astéroïdes sont souvent dénommés d'après le nom du premier membre découvert, en l'occurrence ici, 2062 Aten), qui a un demi-grand axe a < 1,00 UA donc tourne autour du Soleil en moins d'une année terrestre. Il est à noter que ces objets croisent l'orbite de la Terre (distance à l'aphélie Q ≥ 0,983). Ensuite, nous avons encore deux autres groupes d'astéroïdes, le groupe des Apollo (a > 1,00 UA et distance au périhélie q ≤ 1,02) et le groupe des Amor (a > 1,00 UA et 1,02 < q ≤ 1,30). Les objets Amor ne croisent donc, actuellement, que l'orbite de Mars. L'ensemble des Objets Aten-Apollo-Amor sont souvent dénommés OAAA, ou NEAs, (acronyme des mots anglais Near Earth Asteroids) ou encore géocroiseurs. Ce sont ces objets qui présentent un danger de collision potentiel avec la Terre et qui sont étroitement surveillés. Plus loin du Soleil, nous trouvons le groupe de Hungaria entre 1,82 et 2,00 UA, bien en dehors de l'orbite de Mars (1,52 UA). A cause de l'excentricité de son orbite, Mars a « nettoyé » la région entre 1,38 et 1,66 UA. Enfin, nous atteignons la région très peuplée de la ceinture principale d'astéroïdes (CPA). Cette région est clairement entrecoupée d'espaces vides d'astéroïdes : les lacunes de Kirkwood. Nous reparlerons de ces lacunes et de leur signification un peu plus loin.
A la frontière de la ceinture principale d'astéroïdes, on trouve le groupe de Cybeles (3,2 UA), et plus détaché se trouve le groupe de Hildas à 4 UA du Soleil. Ensuite, sur la même orbite que Jupiter, aux points de Lagrange L4 et L5, une population d'objets suit et précède la planète géante d'un angle de 60° avec le Soleil : les Troyens. Plusieurs centaines d'astéroïdes de ce type sont connus ; parmi les plus gros sont 624 Hektor (222 km), 588 Achilles (147 km) et 617 Patroclus (149 km). Il existe aussi un petit nombre d'astéroïdes (appelés Centaures) dans la partie externe du Système Solaire : 2060 Chiron se situe entre Saturne et Uranus ; l'orbite de 5335 Damocles commence près de Mars, et va jusqu'au delà d'Uranus ; 5145 Pholus orbite de Jupiter jusqu'à Neptune. Il y en a probablement beaucoup d'autres, mais de telles orbites croisant celles des planètes géantes sont instables, et hautement susceptibles d'être perturbées dans le futur. La composition de ces objets est probablement plus proche de celle des comètes que de celle des astéroïdes ordinaires. En particulier, Chiron est désormais considéré comme une comète. D'ailleurs, astéroïdes et comètes, loin de former deux populations bien distinctes ont des liens très étroits.
Pour conclure ce panorama des astéroïdes, il faut signaler la présence de deux autres populations d'astéroïdes situées encore plus loin du Soleil. La première est la ceinture d'Edgeworth-Kuiper (ou objets trans-neptuniens) située au delà de l'orbite de Neptune entre 30 et 100 UA environ. Son existence a été prédite conjointement par Edgeworth (1949) et Kuiper (1951) pour expliquer l'origine des comètes à courte période. La première observation d'un objet trans-neptunien a été faite beaucoup plus tardivement (pour des raisons techniques évidentes, dues à la faible magnitude de ces objets) par Jewitt et Luu en 1992. Il s'agit de 1992 QB1 qui a un demi-grand axe de 44,2 UA. A une distance aussi lointaine, on pense que ces objets pourraient constituer un réservoir de comètes, avec une composition de glaces et de roches. L'étude de ces corps est l'objet de la mission NASA New Horizons, lancée en 2006, et qui a atteint la ceinture de Kuiper après 2015.
Aux confins du Système Solaire se trouve un vaste nuage de comètes, que l'on pense être de forme sphérique : le nuage de Oort. Composé probablement de 1012 objets, il s'étend au-delà de l'orbite de Pluton entre 30 000 UA et une année-lumière ou plus. C'est très probablement le réservoir des comètes à longue période. Il n'a encore jamais été observé directement.
La figure donnant la distribution des astéroïdes en fonction de leur demi-grand axe montre clairement que certaines régions sont vides d'astéroïdes. Ces lacunes, découvertes en 1867 par D. Kirkwood qui leur a donné son nom, représentent des périodes orbitales interdites et non des distances héliocentriques interdites. En effet, les astéroïdes, proches des lacunes de Kirkwood, possèdent une orbite suffisamment allongée pour leur permettre de traverser ces lacunes fréquemment. Ainsi, la Figure ci-contre qui est un instantané des positions des astéroïdes le 17 Mai 2005, ne révèle pas de lacunes.
Les lacunes de Kirkwood correspondent à des périodes orbitales qui sont commensurables avec la période de révolution de Jupiter. Une telle commensurabilité a lieu quand la période de révolution d'un astéroïde est un multiple p/(p+q) de la période de révolution de Jupiter, où p et q sont des entiers de l'ordre de l'unité. Traditionnellement, ces commensurabilités s'appellent résonances de moyen mouvement et se notent (p+q):p. Ainsi, la résonance 3:1 concerne les astéroïdes qui effectuent trois révolutions pour une effectuée par Jupiter.
Les résonances sont très importantes pour comprendre la dynamique des astéroïdes de la ceinture principale. En effet, les résonances sont des zones chaotiques du Système Solaire et on montre qu'elles gouvernent les mécanismes responsables du transfert des astéroïdes de la ceinture principale d'astéroïdes (CPA) vers les astéroïdes géocroiseurs. Ainsi, un astéroïde tombant dans une résonance (par le biais de collisions ou perturbations par un autre astéroïde proche de lui) est très (quelques millions d'années) vite éjecté de la CPA.
Les astéroïdes présentent une grande diversité de tailles, de formes et de couleurs. Nous avons vu que la taille des astéroïdes varie entre un millier de kilomètres pour le plus gros (Cérès) et quelques mètres de diamètre pour les plus petits.
Les masses actuellement connues pour les trois plus gros astéroïdes sont :
1 Cérès 1,18 1021 kg
2 Pallas 0,216 1021 kg
4 Vesta 0,275 1021 kg
Ce qui donne des densités de :
1 Cérès 2,12 (± 40%) g.cm-3
2 Pallas 2,62 (± 35%) g.cm-3
4 Vesta 3,16 (± 45%) g.cm-3
La connaissance des densités des petits corps apporte quelques indications sur la composition interne, par comparaison avec les densités des météorites.
Les formes des astéroïdes peuvent être plus ou moins déterminées, comme la période de rotation, à partir de la courbe de lumière. Pour les astéroïdes suffisamment grands (D > 150 km), la forme d'équilibre gravitationnelle est la sphère. Par contre, la forme des astéroïdes plus petits, issus des collisions, est certainement irrégulière. Cependant, un certain nombre de fragments peuvent se réaccumuler, sous l'effet de l'autogravitation et former un aggloméré sphérique. C'est ce qu'on appelle un « tas de gravats » ou en anglais, « rubble pile ».
C'est une question qui a longtemps accupé les esprits des scientifiques depuis les premières années de la découverte des astéroïdes. En effet, faisant écho à la fameuse loi de Titius-Bode, on s'attendait à trouver entre Mars et Jupiter (2,8 AU) une seule et unique planète au lieu des myriades de petits corps que l'on connaît aujourd'hui. La CPA serait-elle le résultat d'une planète ayant explosé en milliers de débris ? En fait, on pense plutôt aujourd'hui que la CPA est la conséquence d'une planète n'ayant jamais pu se former. Pourquoi ? Parce que la formation précoce de Jupiter a eu pour conséquence d'exciter (d'accélérer les vitesses) les planétésimaux présents entre Mars et Jupiter, empêchant ainsi tout phénomène d'accrétion. Rappelons que la formation des planètes s'est faite par accrétion (voir la figure formation), c'est-à-dire collisions constructives (coalescence), entre planétésimaux. Or, à cause de la présence de Jupiter, les collisions dans la CPA actuelle sont destructives.
Même avec les plus grands télescopes du monde, un astéroïde apparaîtra toujours comme un petit point brillant, car c'est un corps relativement petit et distant. Pour avoir une idée véritable de la surface d'un astéroïde et en avoir une image précise, il faut envoyer une sonde planétaire. Ces dernières années ont, par chance, permis à des missions spatiales de ramener des images spectaculaires de ces petits corps.
Ida est la première image (avec Gaspra) d'un astéroïde. Elle a été prise par la sonde Galileo en route vers Jupiter. Ida a pour dimensions 56x24x21 kilomètres. On peut voir que la surface de Ida est couverte de cratères, témoignant du fait qu'aucun corps du Système Solaire (même aussi petit qu'un astéroïde) n'a été épargné par les collisions.
Les images de Mathilde ont surpris en révélant des collisions intenses observées grâce aux cratères en surface. L'imageur de la sonde a trouvé au moins cinq cratères de plus de vingt kilomètres de diamètre sur le côté jour de l'astéroïde. On se demande comment Mathilde a pu rester intact après des collisions aussi violentes, et c'est pourquoi on pense que l'astéroïde a une structure en "rubble pile". La valeur de la densité autour de 1,3 semble conforter cette hypothèse.
433 Eros a une place particulière dans la population astéroïdale. Tout d'abord c'est un des plus gros géocroiseurs (33x13x13 km), d'autre part il a fait l'objet d'une mission dédiée de la NASA : la mission NEAR (Near Earth Asteroid Rendez-vous). En effet, la sonde NEAR a étudié Eros sous toutes ses coutures, passant une année en orbite autour de l'astéroïde, pour finalement y "atterrir" le 12 février 2001.
La sonde Hayabusa de l'agence spatiale japonaise (JAXA) a atteint l'astéroide Itokawa en 2005, autour duquel elle s'est mise en orbite proche (prenant des photographies à environ 10 km de d'altitude). La sonde est ensuite parvenue, de façon spectaculaire et pour la première fois, à "atterir" sur l'astéroïde le 19 novembre pour y prélever directement des échantillons ! Ayant ensuite redécollé, Hayabusa fait route vers la Terre pour y larguer sa récolte en 2010.
Les astéroïdes sont de petits rochers dont la composition consiste essentiellement en des silicates (pyroxène, olivine) et des métaux. La spectroscopie, appliquée à l'observation de ces corps, permet de décomposer la lumière qu'ils renvoient, et ainsi d'obtenir leur spectre, qui permet de caractériser la composition chimique des astéroïdes. Le pourcentage de lumière réfléchie, caractérisé par l'albédo, est un autre paramètre important qui permet d'affiner cette composition. Par exemple, savoir si on a affaire à un matériau brillant ou sombre est important. Albédo et spectres permettent de classer les astéroïdes en types taxonomiques (la taxonomie est la science qui a pour objet de décrire les corps afin de pouvoir les identifier, les nommer et les classer) :
Il existe encore une douzaine d'autres types plus rares mais qui sont des variantes de ces 3 types principaux.
QCM
Conclusion
Après le succès retentissant de la mission NEAR vers l'astéroïde EROS, l'exploration spatiale vers les petits corps a pris une nouvelle dimension, avec l'ambition de ramener des échantillons d'astéroïdes. Pas moins de deux missions spatiales sont en route avec cet objectif. HAYABUSA 2 de l'agence spatiale japonaise (JAXA) ramènera un échantillon de l'astéroïde primitif (162173) Ryugu en 2020, tandis que son homologue de la NASA, la mission OSIRIS-REX ira explorer le géocroiseur (101955) Bénou, pour revenir sur Terre avec sa précieuse cargaison en 2023.
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