« Ceinture d'astéroïdes » : différence entre les versions

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[[Image:Asteroid Belt.jpg|thumb|Schéma du [[système solaire interne]], jusqu'à l'orbite de [[Jupiter (planète)|Jupiter]] faisant apparaître les orbites des planètes internes et la position approximative du cœur de la ceinture d'astéroïdes ; les [[Astéroïde troyen|astéroïdes troyens]] sont également représentés.]]
[[Image:Asteroid Belt.jpg|300px|thumb|La ceinture principale d'astéroïdes au sein du [[système solaire interne]].]]
La '''ceinture d'astéroïdes''' est une région du [[système solaire]] située entre les orbites de [[Mars (planète)|Mars]] et [[Jupiter (planète)|Jupiter]] qui contient la majeure partie des orbites des [[astéroïde]]s connus<ref name="basedon1">This value was obtained by a simple count up of all bodies in that region using data for 120437 numbered minor planets from the [http://cfa-www.harvard.edu/iau/MPCORB.html Minor Planet Center orbit database], dated [[February 8]], [[2006]].</ref>.
De nombreux petits corps rocheux appelés [[astéroïde]]s sont présents dans le [[système solaire]], une partie importante d'entre eux circulent entre l'orbite de [[Mars (planète)|Mars]] et celle de [[Jupiter (planète)|Jupiter]], dans ce que les astronomes appellent la '''ceinture d'astéroïdes''', autrement appelée ''ceinture principale''.


== Histoire ==
== Terminologie ==
La ceinture d'astéroïdes est parfois précisée « ceinture d'astéroïdes principale » lorsqu'il s'agit de la distinguer d'autres ceintures analogues du système solaire (comme, par exemple, la [[ceinture de Kuiper]]).


Tous les astéroïdes de la ceinture sont des [[Petit corps du système solaire|petits corps du système solaire]], à l'exception de [[(1) Cérès|Cérès]], considéré comme une [[planète naine]].
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 [[unité astronomique|unités astronomiques]] du [[Soleil]]. Il fut nommé [[(1) Cérès]]. D'autres astéroïdes ont ensuite été découverts, [[(2) Pallas]] en 1802, [[(3) Junon]] en [[1804]], [[(4) 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 [[Johann Elert Bode|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.


== Caractéristiques ==
La découverte d'[[(5) Astrée]] 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.


== Numération ==
=== Nombre ===
La ceinture d'astéroïdes contient plusieurs centaines de milliers d'[[astéroïde]]s connus, et probablement plusieurs millions, d'une taille allant du grain de poussière au planétoïde de quelques centaines de kilomètres de diamètre.


Fin 2005, plus de {{formatnum:100000}} astéroïdes portant un numéro (sur environ {{formatnum:120000}}) appartenaient à la ceinture d'astéroïdes. {{formatnum:200000}} autres étaient recensés, mais pas numérotés. On estimait que plus de {{formatnum:500000}} étaient détectables visuellement avec les moyens de l'époque{{ref nec}}.
Plus de 100&nbsp;000 astéroïdes sur les 120&nbsp;000 numérotés fin 2005 appartiennent à la ceinture d'astéroïdes. 200&nbsp;000 autres sont recensés et la plupart seront numérotés au fur et à mesure des réobservations. Plus de 500&nbsp;000 sont observables avec les moyens actuels. En réalité, ils seraient des dizaines de millions, leur nombre croissant proportionnellement en fonction de leur petitesse. On considère en effet que lorsque leur diamètre moyen diminue d'un facteur 10, leur nombre augmente d'un facteur 100. Cette progression subsiste jusqu'à ce que leur taille devienne suffisamment petite pour que l'[[effet Poynting-Robertson]] ou la [[pression de radiation]] du Soleil les évacue hors du [[système solaire intérieur]]. Malgré leur nombre, ils ont chacun un « espace vital » de plusieurs millions de kilomètres.


En 2007, on connaissait plus de 200 astéroïdes de plus de 100 km<ref>{{Lien web
La découverte d'un nouvel astéroïde dans la ceinture principale est aujourd'hui un évènement banal puisqu'on en a découvert en moyenne plusieurs dizaines par jour entre 1995 et 2005 grâce à des programmes tels que [[Lincoln Near-Earth Asteroid Research|LINEAR]], [[NEAT]] ou [[Spacewatch]]. Concernant ce champ de recherches, même si des millions de découvertes restent à faire, les découvertes majeures ont d'ores et déjà été réalisées (astéroïdes binaires, satellites d'astéroïdes, astéroïdes avec plusieurs astéroïdes satellites...).
| url=http://ssd.jpl.nasa.gov/sbdb_query.cgi
| auteur=D. K. Yeomans
| date=26 avril 2007
| titre=JPL Small-Body Database Search Engine
| éditeur=NASA JPL
| consulté le=2007-04-26
}} - search for asteroids in the main belt regions with a diameter&nbsp;>100.</ref> tandis qu'une étude systématique de la ceinture dans les infrarouges a estimé entre {{formatnum:700000}} et {{formatnum:1700000}} le nombre d'astéroïdes plus grands qu'un km<ref>{{Périodique
| auteur=Tedesco, E. F.; Desert, F.-X.
| titre=The Infrared Space Observatory Deep Asteroid Search
| journal=The Astronomical Journal
| année=2002
| volume=123
| pages=2070–2082
| url=http://www.journals.uchicago.edu/cgi-bin/resolve?id=doi:10.1086/339482
| consulté le=2007-04-10
}}</ref>. La [[magnitude absolue]] médiane de ces astéroïdes est d'environ 16<ref name="mpc" />.
On considère que le nombre d'astéroïde d'une certaine taille augmente d'un facteur 100 lorsque la diamètre diminue d'un facteur 10 (c'est à dire qu'il existerait 100 plus fois d'astéroïdes d'un diamètre de 100 m que d'1 km){{ref nec}}. Cette progression subsiste jusqu'à ce que leur taille devienne suffisamment petite pour que l'[[effet Poynting-Robertson]] dû à la [[pression de radiation]] du Soleil les évacue hors du [[système solaire interne]]{{ref nec}}.


Contrairement à une idée courante, et malgré le nombre d'astéroïdes qui la composent, la ceinture d'astéroïdes reste essentiellement vide et la grande majorité de chaque astéroïde est séparé du plus proche par au moins plusieurs millions de kilomètres{{ref nec}}.
== Constitution et orbites ==


=== Masse ===
La masse totale de tous les astéroïdes de la ceinture principale gravitant autour du Soleil entre Mars et Jupiter est estimée à 4{{x10|21}} kilogrammes, ce qui équivaut à environ 5 % de la masse de la [[Lune]].
La masse totale de la ceinture d'astéroïdes est estimée entre {{formatnum:3.0}}{{x10|21}} et {{formatnum:3.6}}{{x10|21}} kg, soit environ 4% de celle de la [[Lune]]<ref name=Krasinskyetal2002>{{Périodique
| auteurlink=Georgij A. Krasinsky
| first=G. A.
| last=Krasinsky
| coauteurs=[[Elena V. Pitjeva|Pitjeva, E. V.]]; Vasilyev, M. V.; Yagudina, E. I.
| url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2002Icar..158...98K
| titre=Hidden Mass in the Asteroid Belt
| journal=Icarus
| volume=158
| issue=1
| pages=98-105
| month=July
| année=2002
| doi=10.1006/icar.2002.6837
}}</ref><sup>, </sup><ref name=Pitjeva2005>{{Périodique
| last=Pitjeva
| first=E. V.
| auteurlink=Elena V. Pitjeva
| titre=High-Precision Ephemerides of Planets—EPM and Determination of Some Astronomical Constants
| journal=Solar System Research
| année=2005
| volume=39
| issue=3
| pages=176
| url=http://iau-comm4.jpl.nasa.gov/EPM2004.pdf
| format=[[PDF]]
| doi=10.1007/s11208-005-0033-2
}}</ref>. Les quatre plus grands astéroïdes, [[(1) Cérès|Cérès]], [[(4) Vesta|Vesta]], [[(2) Pallas|Pallas]] et [[(10) Hygée|Hygée]], comprennent quasiment la moitié de la masse totale de la ceinture ; Cérès compte pour un tiers à lui tout seul<ref name=halfmass>For recent estimates of the masses of [[(1) Cérès|Cérès]], [[4 Vesta]], [[2 Pallas]] and [[10 Hygiea]], see the references in the infoboxes of their respective articles.</ref><sup>, </sup><ref name="jplsbdb"/>. Cérès est le seul astéroïde suffisamment grand pour que sa gravité lui fasse prendre une forme sphérique et il est désormais considéré comme une [[planète naine]]<ref>{{Lien web
| url=http://www.iau2006.org/mirror/www.iau.org/iau0602/index.html
| titre=The Final IAU Resolution on the Definition of "Planet" Ready for Voting
| éditeur=UAI
| date=24 août 2006
| consulté le=2007-03-02
}}</ref>. Il orbite à {{formatnum:2.8}} UA du Soleil, ce qui est également la distance du [[centre de masse]] de la ceinture d'astéroïdes<ref name="mnras244">{{Périodique
| auteur=N. McBride, D. W. Hughes
| titre=The spatial density of asteroids and its variation with asteroidal mass
| journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society
| année=1990
| volume=244
| pages=513-520
| url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1990MNRAS.244..513M
| consulté le=2007-04-19
}}</ref>. Cérès a par ailleurs un magnitude absolue plus élevée que les autres astéroïdes, aux environ de {{formatnum:3,32}}<ref>{{Périodique
| auteur=J. W. Parker, S. A. Stern, P. C. Thomas, M. C. Festou, W. J. Merline, E. F. Young, R. P. Binzel, L. A. Lebofsky
| titre=Analysis of the First Disk-resolved Images of Ceres from Ultraviolet Observations with the Hubble Space Telescope
| journal=The Astronomical Journal
| année=2002
| volume=123
| pages=549–557
| url=http://www.journals.uchicago.edu/cgi-bin/resolve?id=doi:10.1086/338093
| consulté le=2007-04-15
}}</ref>.


=== Composition ===
À part [[(1) Cérès]], le plus gros astéroïde de la ceinture avec un diamètre de 946 [[kilomètre|km]] et le seul de forme sphérique en raison de sa masse importante (près du quart de celle de la ceinture principale), la plupart sont peu massifs et ont des formes irrégulières, oblongues.
Pendant le début du système solaire, les astéroïdes ont subit un certain degré de fusion, permettant à leurs éléments d'être partiellement ou complètement différentiés par masse. Certains corps initiaux pourraient avoir connu une période de [[volcanisme]] explosif et des océans de [[magma]]. Cependant, du fait de leur petite taille, cette période de fusion fut brêve (par rapport aux planètes) et s'est généralement terminée il y a {{formatnum:4.5}} milliards d'années après avoir duré entre quelques dizaines à une centaine de millions d'années<ref>{{Périodique
| auteur=G. J. Taylor, K. Keil, T. McCoy, H. Haack, E. R. D. Scott, E. R.
| titre=Asteroid differentiation - Pyroclastic volcanism to magma oceans
| journal=Meteoritics
| année=1993
| volume=28
| issue=1
| pages=34-52
| url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1993Metic..28...34T
| consulté le=2007-04-19
}}</ref>.


[[Image:AllendeMeteorite.jpg|right|thumb|[[Météorite]] tombée au [[Mexique]] en 1969 ; cette [[chondrite]] [[Carbone|carbonée]] possède une composition qu'on pense similaire à celle des astéroïdes.]]
La ceinture d'astéroïdes n'est pas homogène : des régions densément peuplées ou a contrario quasiment dépeuplées d'astéroïdes y existent. Appelées [[lacune de Kirkwood|lacunes de Kirkwood]] (en anglais, Kirkwood Gaps : littéralement « intervalles de Kirkwood »), elles sont dues à l'influence gravitationnelle de [[Jupiter (planète)|Jupiter]] et du [[Soleil]] conjuguées à celles plus faibles de Mars et de Saturne. Daniel Kirkwood a en effet mis en évidence la relation entre ces intervalles et les phénomènes de résonances orbitales qui créent soit des zones de stabilité soit des zones d'instabilité.
La ceinture d'astéroïdes comprend principalement trois catégories d'astéroïdes. Dans la partie externe, près de l'orbite de Jupiter, les astéroïdes riches en [[carbone]] prédominent<ref name="ApJ133">{{Périodique
| auteur=P. Wiegert, D. Balam, A. Moss, C. Veillet, M. Connors, I. Shelton
| titre=Evidence for a Color Dependence in the Size Distribution of Main-Belt Asteroids
| journal=The Astronomical Journal
| année=2007
| volume=133
| pages=1609–1614
| url=http://www.journals.uchicago.edu/cgi-bin/resolve?id=doi:10.1086/512128
| consulté le=2007-03-27
}}</ref>. Ces astéroïdes de [[Astéroïde de type C|type C]] incluent plus de 75% de tous les astéroïdes visibles. Ils sont plus rouges que les autres astéroïdes et possède un [[albédo]] très faible. Leur composition de surface est similaire aux [[météorite]]s [[chondrite]]s carbonées. Du point de vue chimique, leur spectre indique une composition analogue a celle du système solaire primitif, sans les éléments légers et volatiles (comme les glaces).


Vers la portion interne de la ceinture, aux alentours de {{formatnum:2.5}} UA du Soleil, les astéroïdes de [[Astéroïde de type S|type S]] ([[silicate]]s) sont plus courants<ref name="ApJ133" /><ref>{{Périodique
Certains astéroïdes peuvent ainsi être éjectés de la ceinture d'astéroïdes et être lancés sur des trajectoires qui peuvent alors croiser l'orbite de la [[Terre]]. Ces astéroïdes, appelés ''[[Objet géocroiseur|géocroiseurs]]'' (plus de 2000 sont répertoriés fin 2005), sont potentiellement dangereux et sont surveillés par des programmes automatisés.
| auteur=B. E. Clark
| titre=New News and the Competing Views of Asteroid Belt Geology
| journal=Lunar and Planetary Science
| année=1996
| volume=27
| pages=225-226
| url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1996LPI....27..225C
| consulté le=2007-03-27
}}</ref>. Le spectre de leur surface révèle la présence de silicates et de quelques métaux, mais aucun composé carbonné significatif. Ils sont donc constitués de matériaux profondément modifiés depuis les débuts du système solaire. Leur mécanisme de formation supposé inclus 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 [[Astéroïde de type M|type M]] (riches en [[Métal|métaux]]). Leur spectre ressemble à celui d'un aliage [[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. Cependant, certains composés silicates peuvent produire une apparence similaire ; par exemple, l'astéroïde de type M [[(22) Kalliope|Kalliope]] ne semble pas être composé principalement de métal<ref>{{Périodique
| auteur=Margot, J. L.; Brown, M. E.
| titre=A Low-Density M-type Asteroid in the Main Belt
| journal=Science
| année=2003
| volume=300
| issue=5627
| pages=1939-1942
| url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2003Sci...300.1939M
| consulté le=2007-04-10
}}</ref>. À l'intérieur de la ceinture, la distribution des astéroïdes de type M culmine à {{formatnum:2.7}} UA du Soleil<ref name="lang2003">{{Lien web
| last=Lang
| first=Kenneth R.
| année=2003
| url=http://ase.tufts.edu/cosmos/print_images.asp?id=15
| titre=Asteroids and meteorites
| éditeur=NASA's Cosmos
| consulté le=2007-04-02
}}</ref>. On ignore si tous les astéroïdes de type M ont une composition similaire ou s'il s'agit d'un label regroupant plusieurs variétés n'appartenant pas aux classes C et S<ref>{{Périodique
| auteur=M. Mueller, A. W. Harris, M. Delbo, MIRSI Team
| titre=21 Lutetia and other M-types: Their sizes, albedos, and thermal properties from new IRTF measurements
| journal=Bulletin of the American Astronomical Society
| année=2005
| volume=37
| pages=627
| url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2005DPS....37.0702M
| consulté le=2007-07-23
}}</ref>.


Les astéroïdes de la ceinture d'astéroïdes se répartissent en différents types en fonction de leur composition.
La ceinture d'astéroïdes ne contient que peu d'astéroïdes de [[Astéroïde de type V|type V]], [[basalt]]iques<ref name=Duffard>{{Lien web
| titre=Two new basaltic asteroids in the Outer Main Belt
* Les astéroïdes de type C qui inclut plus 75% des astéroïdes. Ils sont très sombres ([[albédo]] de 0.03), ils sont semblables aux météorites de type chondrite carbonée.
| auteur=R. Duffard, F. Roig
* Les astéroïdes de type S qui inclut 17% des astéroïdes. Ils sont relativement clairs ([[albédo]] entre 0.10 et 0.22). Ils sont composés de fer de nickel et de silicates de magnésium.
| année=2007
* Les astéroïdes de type M qui inclut la plupart des autres astéroïdes. Ils sont clairs ([[albédo]] entre 0.10 et 0.18). Ils sont composés de fer et de nickel.
| url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2007arXiv0704.0230D
* Il existe aussi une douzaine d'autres types beaucoup plus rares.
|consulté le=200710-14
}}</ref>, un fait dont on ne connait pas la raison. Les thories de formation des astéroïdes prédisent que des objets de la taille de Vesta ou plus grands devraient former des croutes et des manteaux, lesquels seraient principalement composés de roche basaltiques ; plus de la moitié des astéroïdes devraient alors être composés de basalt ou d'[[olivine]]. Les observations suggèrent que 99% du basalt prédit n'existe pas<ref name=olivine>{{Lien web
| titre=Strange Asteroids Baffle Scientists
| auteur=Ker Than
| année=2007
| éditeur=space.com
| url=http://www.space.com/scienceastronomy/070821_basalt_asteroid.html
|consulté le=2007-10-14
}}</ref>. Jusqu'en 2001, on pensait que la plupart des corps basaltiques découverts dans la ceinture provenait de Vesta (d'où leur nom de type V). Cependant, la découverte de [[(1459) Magnya]] a révélé une composition chimique légèrement différente des autres astéroïdes basaltiques, suggérant une origine distincte<ref name=olivine />. En 2007, [[(7472) Kumakiri]] et [[(10537) 1991 RY16]] furent découverts possédant une composition basaltique et dont l'origine ne peut provenir de Vesta. À ce jour (octobre 2007), il s'agit des seuls astéroïdes de type V découverts dans la ceinture externe<ref name=Duffard />.


La température dans la ceinture varie en fonction de la distance au Soleil. Pour des particules de poussière, la température typique va de 200 K (-73°C) à {{formatnum:2.2}} UA à 165 K (-108°C) à {{formatnum:3.2}} UA<ref>{{Périodique
Les astéroïdes sont aussi classés par groupes en fonction de leur place au sein de la ceinture d'astéroïdes. On peut citer les groupes suivants : Hungarias, Floras, Phocaea, Koronis, Eos, Themis, Cybeles et Hildas (lesquels sont nommés d'après l'astéroïde principal dans le groupe).
| auteur=Low, F. J. ''et al''
| titre=Infrared cirrus - New components of the extended infrared emission
| journal=Astrophysical Journal, Part 2 - Letters to the Editor
| année=1984
| volume=278
| pages=L19-L22
| url=http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/bib_query?1984ApJ...278L..19L
| consulté le=2007-04-11
}}</ref>. Pour un astéroïde plus gros, sa rotation impose des variations plus importantes, sa surface étant exposée alternativement au rayonnement solaire et au fond stellaire.


=== Orbites ===
On pense que les astéroïdes sont avec les noyaux des [[comète]]s, les derniers représentants des petits corps qui peuplaient le système solaire primitif, et qu'ils n'ont pu s'agglomérer pour former une [[planète]] unique en raison des pressions gravitationnelles exercées en particulier par Jupiter.


==== Généralités ====
==Exploration==
La grande majorité des astéroïdes de la ceinture principale ont une [[Excentricité orbitale|excentricité]] inférieure à {{formatnum:0.4}} et une [[inclinaison]] inférieure à 30°. Leur distribution orbitale est maximale pour une excentricité d'environ {{formatnum:0.07}} et une inclinaison inférieure à 4°<ref name="mpc">{{Lien web
| url=http://cfa-www.harvard.edu/iau/lists/MPDistribution.html
| auteur=G. Williams
| date=3 avril 2007
| titre=Distribution of the Minor Planets
| éditeur=Minor Planets Center
| consulté le=2007-04-15
}}</ref>. 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.


Le terme de « ceinture principale » est parfois utilisé pour désigner exclusivement la région centrale où la concentration en astéroïdes est la plus grande. Elle est située entre les [[Lacune de Kirkwood|lacunes de Kirkwood]] 4:1 et 2:1, entre {{formatnum:2.06}} et {{formatnum:3.27}} UA et ses composants ont une excentricité plus petite que {{formatnum:0.33}} et une inclinaison inférieure à 20°. Cette région contient {{formatnum:93.4}}% de tous les astéroïdes numérotés du système solaire<ref name="basedon1"/>.
Le premier [[vaisseau spatial]] à avoir traversé la Ceinture d'astéroïdes fut [[Pioneer 10]], qui y entra le [[16 juillet]] [[1972]]. Malgré les craintes des scientifiques, il parvint à la traverser sans subir aucun dommage, ce qui fut également le cas après lui des sondes [[Pioneer 11]], [[Voyager]] 1 et 2, [[Galileo]], [[Cassini]], NEAR, [[Ulysses]] et [[New Horizons]]. On a depuis calculé qu'en raison de la faible densité de la Ceinture, la probabilité d'y être heurté par un astéroïde est inférieure à une chance sur un milliard.


Les deux diagrammes suivants mettent en évidence certains [[éléments orbitaux]] des astéroïdes connus en fonction de leur [[demi-grand axe]] (en [[Unité astronomique|UA]]) ; les astéroïdes de la ceinture sont indiqués en rouge et bleu, entre 2 et 4 UA (le rouge correspondant à la région la plus peuplée de la ceinture). Le groupe d'astéroïdes situé vers 5,2 UA est celui des [[Astéroïde troyen|troyens]].
A ce jour seules deux sondes, NEAR et [[Hayabusa]], ont été spécifiquement dédiées à l'observation d'astéroïdes, et toutes deux sont restées pour cela dans le voisinage de la [[Terre]]. Une mission, dénommée [[Dawn (sonde spatiale)|Dawn]] lancée en juillet 2007, aura pour but d'observer Vesta et Cérès. Si la sonde est toujours opérationnelle après avoir accompli ce travail, il est prévu de l'employer pour continuer d'explorer la Ceinture d'astéroïdes.
<gallery>
Image:Main belt e vs a.png|[[Excentricité orbitale|Excentricité]] des astéroïdes connus en fonction de leur demi-grand axe.
Image:Main belt i vs a.png|[[Inclinaison]] des astéroïdes connus en fonction de leur demi-grand axe.
</gallery>

====Lacunes de Kirkwood====
{{Article principal|Lacune de Kirkwood}}
[[Image:Kirkwood Gaps.png|thumb|Diagramme représentant la distribution des astéroïdes en fonction du [[demi-grand axe]] à l'intérieur du « cœur » de la ceinture. Les flêches bleutées pointent les [[Lacune de Kirkwood|lacunes de Kirkwood]], où les effets de [[résonance orbitale]] avec [[Jupiter (planète)|Jupiter]] déstabilisent les orbites des petits corps qui pourraient s'y trouver.]]
La distribution des [[Demi-grand axe|demi-grands axes]] des astéroïdes (et donc, lorsque leur [[Excentricité orbitale|excentricité]] est faible, de leur [[période orbitale]]) fait apparaître des zones clairement dépourvues d'astéroïdes, appelées [[Lacune de Kirkwood|lacune de Kirkwood]]. Ces lacunes apparaissent pour les demi-grands axes où le rapport entre la période orbitale d'un astéroïde et celle de [[Jupiter (planète)|Jupiter]] est une [[fraction entière]]. Pour un petit objet répondant à cette condition, les effets de [[Résonance orbitale|résonance]] avec la planète sont suffisants pour en perturber les [[Élément orbital|éléments orbitaux]]. En pratique, les astéroïdes qui ont pu se situer par le passer sur de telles orbites (soit initialement à cause de la migration de l'orbite de Jupiter<ref>{{Périodique
| auteur=J.-C. Liou, R. Malhotra
| titre=Depletion of the Outer Asteroid Belt
| journal=Science
| année=1997
| volume=275
| issue=5298
| pages=375-377
| url=http://www.sciencemag.org/cgi/content/full/275/5298/375
| consulté le=2007-08-01
}}</ref> ou à cause de perturbations ou collisions antérieures) ont graduellement été déplacés vers des orbites possédant un demi-grand axe différent.

Les lacunes de Kirkwood n'apparaissent que dans l'examen de la distribution des demi-grand axes des astéroïdes. En pratique, l'orbite de ceux-ci étant elliptique, de nombreux astéroïdes traversent la distance au Soleil correspondant aux lacunes ; à un moment quelconque, la densité d'astéroïdes dans les lacunes n'est pas significativement différente de celle des régions voisines.<ref name="mnras244" />.

Les lacunes principales se produisent en résonance 3:1, 5:2, 7:3 et 2:1 avec Jupiter. Ainsi, un astéroïde situé dans la lacune 3:1 réaliserait 3 orbites autour du Soleil pour chaque orbite de Jupiter. Des résonances plus faibles se produisent pour d'autres valeurs des demi-grands axes, causant un nombre moins important d'astéroïdes à posséder ces valeurs (par exemple la résonance 8:3 pour le demi-grand axe de {{formatnum:2.71}} UA)<ref name="iau160">{{cite conference
| auteur=S. Ferraz-Mello
| titre=Kirkwood Gaps and Resonant Groups
| booktitre=proceedings of the 160th International Astronomical Union
| pages=175-188
| éditeur=Kluwer Academic éditeurs
| date=14-18 juin 1993
| location=Belgirate, Italie
| url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1994IAUS..160..175F
| consulté le=2007-03-28
}}</ref>.

La région centrale de la ceinture d'astéroïdes est parfois subdivisée en trois zones, basées sur les lacunes de Kirkwood les plus importantes. La zone I s'étend de la résonance 4:1 ({{formatnum:2.06}} UA) à la résonance 3:1 ({{formatnum:2.5}} UA). La zone II part de la fin de la zone I jusqu'à la résonance 5:2 ({{formatnum:2.82}} UA). La zone III débute à la limite externe de la zone II jusqu'à la lacune de la résonance 2:1 ({{formatnum:3.28}} UA)<ref>{{Périodique
| auteur=J. Klacka
| titre=Mass distribution in the asteroid belt
| journal=Earth, Moon, and Planets
| année=1992
| volume=56
| issue=1
| pages=47-52
| url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1992EM&P...56...47K
| consulté le=2007-04-12
}}</ref>.

La ceinture principale peut également être divisée en ceinture interne et ceinture externe. La ceinture interne est composée des astéroïdes orbitant plus près de Mars que la lacune de Kirkwood de résonance 3:1 ({{formatnum:2.5}} UA) et la ceinture externe du reste des astéroïdes. Certains auteurs définissent ces deux ceintures à partir de la résonance 2:1 ({{formatnum:3.3}} UA). D'autres poussent la subdivision en définissant les ceintures interne, moyenne et externe.

==== Collisions ====
Aucun astéroïde plus grand que 100 m ne possède une [[période de rotation]] inférieure à {{formatnum:2.2}} h. Sur un astéroïde tournant plus rapidement, tout matériau de surface faiblement fixé serait éjecté. Cependant, un objet solide serait capable de tourner plus rapidement sans se briser. Ceci suggère que la majorité des astéroïdes de plus de 100 m sont des empilements de débris formés par accumulation après collisions entre astéroïdes<ref>{{Lien web
| auteur=A. Rossi
| first=Alessandro
| date=20 mai 2004
| | url=http://spaceguard.esa.int/tumblingstone/issues/current/eng/ast-day.htm
| titre=The mysteries of the asteroid rotation day
| éditeur=The Spaceguard Foundation
| consulté le=2007-04-09
}}</ref>.

Du fait du grand nombre d'objets qu'elle contient, la ceinture d'astéroïdes est un environnement très actif et les collisions s'y produisent fréquemment (à l'échelle astronomique). On estime qu'une collision entre deux corps d'un diamètre supérieur à 10 km s'y produit tous les 10 milli<ref name="backman_report">{{Lien web
| auteur=D. E. Backman
| date=6 mars 1998
| url=http://astrobiology.arc.nasa.gov/workshops/zodiac/backman/backman_toc.html
| titre=Fluctuations in the General Zodiacal Cloud Density
| work=Backman Report
| éditeur=NASA Ames Research Center
| consulté le=2007-04-04
}}</ref>. Une collision peut framenter un astéroïde en plusieurs morceaux plus petits (et éventuellement former une nouvelle famille) et certains de ces débris peuvent former des [[météoroïdes]]<ref>{{Lien web
| auteur=D. Kingsley
| date=1{{er}} mai 2003
| url=http://abc.net.au/science/news/stories/s843594.htm
| titre=Mysterious meteorite dust mismatch solved
| éditeur=ABC Science
| consulté le=2007-04-04
}}</ref>.

Inversement, les collisions qui se produisent à des vitesses relatives faibles peuvent fusionner deux astéroïdes.

La ceinture d'astéroïdes contient des bandes de poussière (particules de moins d'une centine de µm) provenant en partie collisions entre astéroïdes et d'impacts de micrométéorites. À cause de l'[[effet Poynting-Robertson]], la pression du [[rayonnement solaire]] conduit cette poussière à spiraler lentement vers le Soleil<ref name="apj392">{{Périodique
| auteur=W. T. Reach
| titre=Zodiacal emission. III - Dust near the asteroid belt
| journal=Astrophysical Journal
| année=1992
| volume=392
| issue=1
| pages=289-299
| url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1992ApJ...392..289R
| consulté le=2007-04-04
}}</ref>.

La combinaison de cette poussière et du matériau éjecté par les [[comète]]s provoque la [[lumière zodiacale]]. Cette lueur peut être perçue la nuit dans la direction du Soleil le long du plan de l'[[écliptique]]. Les particules qui la produisent mesurent en moyenne 40 µm et ont une durée de vie de l'ordre de {{formatnum:700000}} ans. Afin de maintenir les bandes de poussières, de nouvelles particules doivent être produites régulièrement dans la ceinture d'astéroïdes<ref name="apj392" />.

== Familles et groupes ==
{{Article principal|Famille d'astéroïdes}}
[[Image:Asteroid proper elements i vs e.png|thumb|Diagramme de l'[[inclinaison]] (''i<sub>p</sub>'', en degrés) des astéroïdes numérotés en fonction de leur [[excentricité]] (''e<sub>p</sub>'') ; cette relation permet de faire apparaître plusieurs familles d'astéroïdes où ces deux valeurs sont très proches.]]
Environ un tiers des astéroïdes de la ceinture principale appartiennent à une famille d'astéroïdes. Une telle famille regroupe des astéroïdes possédant des [[Élément orbital|éléments orbitaux]] similaires, comme le [[demi-grand axe]], l'[[Excentricité orbitale|excentricité]] et l'[[inclinaison]], ainsi que des caractéristiques spectrales communes, suggérant une origine commune dans la fragmentation d'un corps plus grand.

On estime à 20 à 30 le nombre de familles quasi-certaines, dont les membres présentent un spectre commun<ref>{{cite conference
| auteur=A. Lemaitre
| titre=Asteroid family classification from very large catalogues
| booktitle=Procedings Dynamics of Populations of Planetary Systems
| pages=135-144
| éditeur=Cambridge University Press
| date=August 31-September 4, 2004
| location=Belgrade, Serbia and Montenegro
| url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2005dpps.conf..135L
| consulté le=2007-04-15
}}</ref>. Les associations d'astéroïdes plus petites sont appelés des groupes.

Par ordre de demi-grand axe croissant, les familles principales sont celles de [[Famille de Flore|Flore]], [[Famille d'Eunomie|Eunomie]], [[Famille de Koronis|Koronis]], [[Famille d'Éos|Éos]] et [[Famille de Thémis|Thémis]]<ref name="lang2003" />. La famille de Flore, l'une des plus importantes, contient plus de 800 membres et se serait formée par une collision survenue il y a moins d'un milliard d'années<ref>{{Lien web
| auteur=L. M. V. Martel
| date=9 mars 2004
| url=http://www.psrd.hawaii.edu/Mar04/fossilMeteorites.html
| titre=Tiny Traces of a Big Asteroid Breakup
| éditeur=Planetary Science Research Discoveries
| consulté le=2007-04-02
}}</ref>.

[[(4) Vesta|Vesta]] est le plus grand astéroïde à faire partie d'une famille. La [[famille de Vesta]] se serait formée lors d'un impact ayant formé un cratère sur l'astéroïde. La [[météorite HED]] proviendrait de cet impact<ref>{{Périodique
| auteur=M. J. Drake
| titre=The eucrite/Vesta story
| journal=Meteoritics & Planetary Science
| année=2001
| volume=36
| issue=4
| pages=501-513
| url=http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-bib_query?bibcode=2001M%26PS...36..501D
| consulté le=2007-02-04
}}</ref>.

Trois bande de poussières principales ont été observées dans la ceinture d'astéroïdes, partageant une inclinaison similaire aux famille d'Éos, Koronis et Thémis et pourraient leur être associé<ref>{{Périodique
| auteur=Love, S. G.; Brownlee, D. E.
| titre=The IRAS dust band contribution to the interplanetary dust complex - Evidence seen at 60 and 100 microns
| journal=Astronomical Journal
| année=1992
| volume=104
| issue=6
| pages=2236-2242
| url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1992AJ....104.2236L
| consulté le=2007-04-11
}}</ref>.

=== Périphérie ===
La [[famille d'Hungaria]] s'étend sur le bord interne de la ceinture, entre {{formatnum:1.78}} et {{formatnum:2.0}} UA. Elle est nommé d'après son membre princiapl, [[(434) Hungaria]], et contient au moins 52 corps. La famile d'Hungaria est séparée du reste de la ceinture par la [[lacune de Kirkwoord]] 4:1 et ses orbites possèdent une forte inclinaison. Certains membres de ce groupe croisent l'orbite de [[Mars (planète)|Mars]] et il est possible que des perturbations gravitationnelles de cette planète en réduisent la population totale<ref>{{Périodique
| auteur=C. E. Spratt
| titre=The Hungaria group of minor planets
| journal=Journal of the Royal Astronomical Society of Canada
| année=1990
| volume=84
| issue=2
| pages=123-131
| url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1990JRASC..84..123S
| consulté le=2007-02-04
}}</ref>.

La [[famille de Phocée]] est un autre groupe de la partie interne de la ceinture d'astéroïdes dont les membres présentent une forte inclinaison. Elle est composée principalement d'éstéroïdes de type S, tandis que la famille voisine d'Ungaria inclut quelques astéroïdes de type E<ref>{{Périodique
| auteur=J. M. Carvano, D. Lazzaro, T. Mothé-Diniz, C. A. Angeli, M. Florczak
| titre=Spectroscopic Survey of the Hungaria and Phocaea Dynamical Groups
| journal=Icarus
| année=2001
| volume=149
| issue=1
| pages=173-189
| url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2001Icar..149..173C
| consulté le=2007-02-04
}}</ref>. Elle orbite entre {{formatnum:2.25}} et {{formatnum:2.5}} UA.


Le groupe de [[(65) Cybèle|Cybèle]] occupe la partie externe de la ceinture principale, entre {{formatnum:3.3}} et {{formatnum:3.5}} UA, avec une résonance 7:5 avec Jupiter. La [[famille d'Hilda]] orbite entre {{formatnum:3.5}} et {{formatnum:4.2}} UA sur des orbites relativement circulaires et une résonance orbitale stable 3:2 avec Jupiter.


Il y a relativement peu d'astéroïdes au-delà de {{formatnum:4.2}} UA jusqu'à l'orbite de Jupiter. Les groupements d'astéroïdes suivants sont les deux groupes d'[[Astéroïde troyen|astéroïdes troyens]], mais ils ne sont pas considérés comme des membres de la ceinture d'astéroïdes.

=== Familles récentes ===
Certaines familles d'astéroïdes se sont formées récemment du point de vue astronomique. Le [[groupe de Karin]] semble s'être formé il y a {{formatnum:5.7}} millions d'années à la suite d'une collision avec un astéroïde de 16 km de rayon<ref>{{cite news
| titre=SwRI researchers identify asteroid breakup event in the main asteroid belt
| éditeur=SpaceRef.com
| date=[[June 12]], [[2002]]
| url=http://www.spaceref.com/news/viewpr.html?pid=8627
| consulté le=2007-04-15
}}</ref>. La famille de [[(490) Veritas|Veritas]] s'est formée il y a {{formatnum:8.3}} millions d'années et des preuves de cet événement ont pris la forme d'une poussière interplanétaire recouvrée dans des sédiments océaniques<ref>{{cite news
| auteur=M. McKee
| titre=Eon of dust storms traced to asteroid smash
| éditeur=New Scientist Space
| date=[[January 18]], [[2006]]
| url=http://space.newscientist.com/channel/solar-system/comets-asteroids/dn8603
| consulté le=2007-04-15
}}</ref>.

Le groupe de [[(1270) Datura|Datura]] s'est semble-t-il formé il y a 450 millions d'années par collision. Cette estimation est basée sur la probabilité que ses membres possèdent leur orbite actuelle plutôt qu'une preuve physique. Il pourrait avoir contribué à la poussière zodiacale<ref>{{Périodique
| auteur=Nesvorný, D.; Vokrouhlick, D.; Bottke, W. F.
| titre=The Breakup of a Main-Belt Asteroid 450 Thousand années Ago
| journal=Science
| année=2006
| volume=312
| issue=5779
| pages=1490
| url=http://www.sciencemag.org/cgi/content/full/312/5779/1490
| consulté le=2007-04-15
}}</ref>. D'autres groupes récents, comme celui d'[[(4652) Iannini|Iannini]] (entre 1 à 5 millions d'années) pourraient avoir contribué à cette poussière<ref>{{Périodique
| auteur=Nesvorný, D.; Bottke, W. F.; Levison, H. F.; Dones, L.
| titre=Recent Origin of the Solar System Dust Bands
| journal=The Astrophysical Journal
| année=2003
| volume=591
| pages=486–497
| url=http://www.journals.uchicago.edu/cgi-bin/resolve?id=doi:10.1086/374807
| consulté le=2007-04-15
}}</ref>.

== Origine ==

=== Formation ===
La plupart des scientifiques considèrent que la ceinture d'astéroïdes est composée de résidus du système solaire primitif qui n'ont jamais formés de planète.


À l'origine, il avait été avancé que la ceinture proviendrait de la fragmentation d'une planète (nommée [[Phaéton (planète)|Phaéton]]). Cette hypothèse est tombée en désuétude à cause d'un certain nombre de problèmes. Le premier concerne l'énorme énergie nécessaire. Un autre est la faible masse totale de la ceinture, qui n'est qu'une fractionde celle de la Lune. Enfin, les différences de composition chimique entre les astéroïdes sont difficiles à expliquer si tous proviennent du même corps<ref>{{Lien web
| url=http://imagine.gsfc.nasa.gov/docs/ask_astro/answers/980810a.html
| auteur=M. Masetti, K. Mukai
| date=1{{er}} décembre 2005
| titre=Origin of the Asteroid Belt
| éditeur=NASA Goddard Spaceflight Center
| consulté le=2007-04-25
}}</ref> .

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 garvité pour former un disque en rotation qui s'est condensé pour former le soleil et les planètes<ref>{{Lien web
| auteur=S. Watanabe
| date=20 juillet 2001
| url=http://www.jpl.nasa.gov/news/features.cfm?feature=520
| titre=Mysteries of the Solar Nebula
| éditeur=NASA
| consulté le=2007-04-02
}}</ref>. 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<ref>{{Périodique
| auteur=R. Edgar, P. Artymowicz
| titre=Pumping of a Planetesimal Disc by a Rapidly Migrating Planet
| journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society
| année=2004
| volume=354
| issue=3
| pages=769-772
| url=http://www.astro.su.se/~pawel/edgar+artymowicz.pdf
| format=PDF
| consulté le=2007-04-16
}}</ref>, empêchant la formation de corps suffisamment grands. De plus, les effets de [[résonance orbitale]] avec [[Jupiter (planète)|Jupiter]] tendent à perturber les petits corps vers d'autres orbites. La région située entre [[Mars (planète)|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<ref>{{cite conference
| first=E. R. D.
| last=Scott
| titre=Constraints on Jupiter's Age and Formation Mechanism and the Nebula Lifetime from Chondrites and Asteroids
| booktitre=Proceedings 37th Annual Lunar and Planetary Science Conference
| éditeur=Lunar and Planetary Society
| date=March 13-17, 2006
| location=League City, Texas
| url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2006LPI....37.2367S
| consulté le=2007-04-16
}}</ref>. Les planétésimaux de cette région furent (et continuent à être) trop perturbés pour former une planète. Ils continuent à orbiter le Soleil indépendamment et à rentrer en collision de façon occasionnelle<ref name="icarus153">{{Périodique
| auteur=J.-M. Petit, A. Morbidelli, J. Chambers
| titre=The Primordial Excitation and Clearing of the Asteroid Belt
| journal=Icarus
| année=2001
| volume=153
| pages=338-347
| url=http://www.gps.caltech.edu/classes/ge133/reading/asteroids.pdf
| format=PDF
| consulté le=2007-03-22
}}</ref>. La ceinture d'astéroïdes peut être considérée comme une relique du système solaire primitif.


=== Évolution ===
La ceinture d'astéroïdes actuelle ne contiendrait qu'une petite partie de la masse de la ceinture primordiale. Sur la base de simulations informatiques, cette ceinture aurait eue une masse équivalement à celle de la Terre. À casue de perturbations gravitationnelles, la majeure partie des matériaux furent éjectés à peine un million d'années après leur formation, ne laissant au final que moins de {{formatnum:0.1}}% de la masse d'origine<ref name="icarus153" />.

Depuis cette période, la distribution de la taille des astéroïdes dans la ceinture est restée relativement stable : il n'y a pas eu d'augmentation ou de baisse des dimensions typiques de ces astéroïdes<ref>{{cite news
| first=Lori
| last=Stiles
| titre=Asteroids Caused the Early Inner Solar System Cataclysm
| éditeur=University of Arizona News
| date=15 septembre 2005
| url=http://uanews.org/cgi-bin/WebObjects/UANews.woa/7/wa/SRStoryDetails?ArticleID=11692
| consulté le=2007-04-18
}}</ref>. Cependant, ils furent affectés par différents processus ultérieurs comme le réchauffement interne (pendant les premières dizaines de millions d'années), la fonte de leur surface après des impacts ou l'effritement par radiation et bombardement de micrométéorites. Les astéroïdes en eux-mêmes ne sont donc pas des échantillons intacts du système solaire primitif. Par contraste, les objets de la [[ceinture de Kuiper]] externe auraient subi bien moins de transformations.

La résonance orbitale 4:1 avec Jupiter, vers {{formatnum:2.06}} UA, peut être considérée comme la limite interne de la ceinture. Les perturbations de Jupiter y déplacent les corps vers des orbites instables. De plus, la plupart des corps qui s'y sont formés furent éjectés par Mars (dont l'[[aphélie]] est situé à {{formatnum:1.67}} UA) ou par des perturbations gravitationnelles au début du système solaire<ref>{{Lien web
| auteur=Alfvén, H.; Arrhenius, G.
| année=1976
| url=http://history.nasa.gov/SP-345/ch4.htm
| titre=The Small Bodies
| work=SP-345 Evolution of the Solar System
| éditeur=NASA
| consulté le=2007-04-12
}}</ref>. Les exceptions incluent la [[famille d'Hungaria]], des astéroïdes situés sur des orbites très inclinées et qui furent ainsi protégés des perturbations.

== Découverte et exploration ==

=== Observations télescopiques ===
[[Image:Giuseppe Piazzi.jpg|thumb|Portrait de [[Giuseppe Piazzi]], découvreur du premier astéroïde, [[(1) Cérès|Cérès]].]]

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 [[unité astronomique|unités astronomiques]] du [[Soleil]]. Il fut nommé [[(1) Cérès]]. D'autres astéroïdes ont ensuite été découverts, [[(2) Pallas]] en 1802, [[(3) Junon]] en [[1804]], [[(4) 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 [[Johann Elert Bode|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'[[(5) Astrée]] 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.
La découverte d'un nouvel astéroïde dans la ceinture principale est aujourd'hui un évènement banal puisqu'on en a découvert en moyenne plusieurs dizaines par jour entre 1995 et 2005 grâce à des programmes tels que [[Lincoln Near-Earth Asteroid Research|LINEAR]], [[NEAT]] ou [[Spacewatch]]. Concernant ce champ de recherches, même si des millions de découvertes restent à faire, les découvertes majeures ont d'ores et déjà été réalisées (astéroïdes binaires, satellites d'astéroïdes, astéroïdes avec plusieurs astéroïdes satellites...).

=== Exploration spatiale ===
[[Image:Dawn Flight Configuration 2.jpg|thumb|Vue d'artiste de la mission spatiale ''[[Dawn]]'' destinée à visiter [[(4) Vesta|Vesta]] (à gauche) et [[(1) Cérès|Cérès]] (à droite).]]

Le premier [[vaisseau spatial]] à avoir traversé la Ceinture d'astéroïdes fut ''[[Pioneer 10]]'', qui y entra le [[16 juillet]] [[1972]]. À cette époque, il n'était pas connu avec certitude si les débris de la ceinture allaient causer ou non des dégats à la sonde. ''Pioneer 10'' la traversa cependant sans dommage. Depuis, la ceinture d'astéroïdes a été traversée par neuf autres sondes : ''[[Pioneer 11]]'', ''[[Programme Voyager|Voyager 1]], ''[[Programme Voyager|voyager 2]]'', ''[[Galileo (sonde spatiale)|Galileo]]'', ''[[Mission Cassini-Huygens|Cassini]]'', ''[[NEAR Shoemaker|NEAR]]'', ''[[Ulysses|Ulysses]]'' et ''[[New Horizons]]'', sans incident. On estime désormais la probabilité qu'une sonde rencontre un astéroïde à moins d'une sur un milliard<ref>{{cite news
| first=Alan
| last=Stern
| titre=New Horizons Crosses The Asteroid Belt
| éditeur=Space Daily
| date=[[June 2]], [[2006]]
| url=http://www.spacedaily.com/reports/New_Horizons_Crosses_The_Asteroid_Belt.html
| consulté le=2007-04-14
}}</ref>.

À la fin 2007, trois sondes ont été spécifiquement dédiées à l'observation des astéroïdes. NEAR et [[Hayabusa]] furent consacrées à des astéroïdes proches de la Terre. Seule [[Dawn (sonde spatiale)|Dawn]], lancée en juillet 2007, a pour but la ceinture d'astéroïdes, spécifiquement Vesta et Cérès. Si la sonde est toujours opérationnelle après avoir accompli ce travail, il est prévu de l'employer pour continuer d'explorer la ceinture d'astéroïdes<ref>{{Lien web
| url=http://dawn.jpl.nasa.gov/
| date=10 avril 2007
| titre=Dawn Mission Home Page
| éditeur=NASA JPL
| consulté le=2007-04-14
}}</ref>.


== Voir aussi ==
== Voir aussi ==
Ligne 51 : Ligne 529 :
=== Liens externes ===
=== Liens externes ===


* {{fr}} {{Lien web
* {{fr}} [http://www.astrofiles.net/modules.php?name=News&file=article&sid=16 Astrofiles : La ceinture d'astéroïdes] (Article complet)
* {{fr}} [http://www.le-systeme-solaire.net/modules.php?name=syssol&page=asteroides Le système solaire - Les Astéroïdes]
| url=http://www.astrofiles.net/modules.php?name=News&file=article&sid=16
| titre=Le système solaire: La ceinture d'astéroïdes
| éditeur=astrofiles.net
| consulté le=15 octobre 2007
}}
* {{fr}} {{Lien web
| url=http://www.le-systeme-solaire.net/modules.php?name=syssol&page=asteroides
| titre=Les Astéroïdes
| éditeur=le-systeme-solaire.net
| consulté le=15 octobre 2007
}}
* {{en}} {{Lien web
| url=http://nssdc.gsfc.nasa.gov/planetary/planets/asteroidpage.html
| titre=Asteroids
| éditeur=NASA
| date=31 octobre 2006
| consulté le=15 octobre 2007
}}
* {{en}} {{Lien web
| url=http://solarsystem.nasa.gov/planets/profile.cfm?Object=Asteroids
| titre=Asteroids
| éditeur=NASA - Solar System Exploration
| consulté le=15 octobre 2007
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* {{en}} {{Lien web
| url=http://www.nineplanets.org/asteroids.html
| titre=Asteroids
| auteur=W. A. Arnett
| éditeur=The Nine Planets
| date=26 février 2006
| consulté le=15 octobre 2007
}}
* {{en}} {{Lien web
| url=http://www.solstation.com/stars/asteroid.htm
| titre=Main Asteroid Belt
| éditeur=Sol Company
| consulté le=15 octobre 2007
}}
* {{en}} {{Lien web
| url=http://www.ifa.hawaii.edu/~hsieh/mbcs.html
| titre=Main-Belt Comets
| auteur=H. H. Hsieh
| éditeur=Université de Hawaii
| date=1{{er}} mars 2006
| consulté le=15 octobre 2007
}}
* {{en}} {{Lien web
| url=http://www.planetary.org/explore/topics/asteroids_and_comets/facts.html
| titre=Space Topics: Asteroids and Comets
| éditeur=The Planetary Society
| date=2007
| consulté le=15 octobre 2007
}}

=== Références ===
<references />


{{PlanètesMineures}}
{{PlanètesMineures}}

Version du 18 octobre 2007 à 15:24

Schéma du système solaire interne, jusqu'à l'orbite de Jupiter faisant apparaître les orbites des planètes internes et la position approximative du cœur de la ceinture d'astéroïdes ; les astéroïdes troyens sont également représentés.

La ceinture d'astéroïdes est une région du système solaire située entre les orbites de Mars et Jupiter qui contient la majeure partie des orbites des astéroïdes connus[1].

Terminologie

La ceinture d'astéroïdes est parfois précisée « ceinture d'astéroïdes principale » lorsqu'il s'agit de la distinguer d'autres ceintures analogues du système solaire (comme, par exemple, la ceinture de Kuiper).

Tous les astéroïdes de la ceinture sont des petits corps du système solaire, à l'exception de Cérès, considéré comme une planète naine.

Caractéristiques

Nombre

La ceinture d'astéroïdes contient plusieurs centaines de milliers d'astéroïdes connus, et probablement plusieurs millions, d'une taille allant du grain de poussière au planétoïde de quelques centaines de kilomètres de diamètre.

Fin 2005, plus de 100 000 astéroïdes portant un numéro (sur environ 120 000) appartenaient à la ceinture d'astéroïdes. 200 000 autres étaient recensés, mais pas numérotés. On estimait que plus de 500 000 étaient détectables visuellement avec les moyens de l'époque[réf. nécessaire].

En 2007, on connaissait plus de 200 astéroïdes de plus de 100 km[2] 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 km[3]. La magnitude absolue médiane de ces astéroïdes est d'environ 16[4].

On considère que le nombre d'astéroïde d'une certaine taille augmente d'un facteur 100 lorsque la diamètre diminue d'un facteur 10 (c'est à dire qu'il existerait 100 plus fois d'astéroïdes d'un diamètre de 100 m que d'1 km)[réf. nécessaire]. Cette progression subsiste jusqu'à ce que leur taille devienne suffisamment petite pour que l'effet Poynting-Robertson dû à la pression de radiation du Soleil les évacue hors du système solaire interne[réf. nécessaire].

Contrairement à une idée courante, et malgré le nombre d'astéroïdes qui la composent, la ceinture d'astéroïdes reste essentiellement vide et la grande majorité de chaque astéroïde est séparé du plus proche par au moins plusieurs millions de kilomètres[réf. nécessaire].

Masse

La masse totale de la ceinture d'astéroïdes est estimée entre 3,0 × 1021 et 3,6 × 1021 kg, soit environ 4% de celle de la Lune[5], [6]. Les quatre plus grands astéroïdes, Cérès, Vesta, Pallas et Hygée, comprennent quasiment la moitié de la masse totale de la ceinture ; Cérès compte pour un tiers à lui tout seul[7], [8]. Cérès est le seul astéroïde suffisamment grand pour que sa gravité lui fasse prendre une forme sphérique et il est désormais considéré comme une planète naine[9]. Il orbite à 2,8 UA du Soleil, ce qui est également la distance du centre de masse de la ceinture d'astéroïdes[10]. Cérès a par ailleurs un magnitude absolue plus élevée que les autres astéroïdes, aux environ de 3,32[11].

Composition

Pendant le début du système solaire, les astéroïdes ont subit un certain degré de fusion, permettant à leurs éléments d'être partiellement ou complètement différentiés par masse. Certains corps initiaux pourraient avoir connu une période de volcanisme explosif et des océans de magma. Cependant, du fait de leur petite taille, cette période de fusion fut brêve (par rapport aux planètes) et s'est généralement terminée il y a 4,5 milliards d'années après avoir duré entre quelques dizaines à une centaine de millions d'années[12].

Météorite tombée au Mexique en 1969 ; cette chondrite carbonée possède une composition qu'on pense similaire à celle des astéroïdes.

La ceinture d'astéroïdes comprend principalement trois catégories d'astéroïdes. Dans la partie externe, près de l'orbite de Jupiter, les astéroïdes riches en carbone prédominent[13]. Ces astéroïdes de type C incluent plus de 75% de tous les astéroïdes visibles. Ils sont plus rouges que les autres astéroïdes et possède un albédo très faible. Leur composition de surface est similaire aux météorites chondrites carbonées. Du point de vue chimique, leur spectre indique une composition analogue a celle du système solaire primitif, sans les éléments légers et volatiles (comme les glaces).

Vers la portion interne de la ceinture, aux alentours de 2,5 UA du Soleil, les astéroïdes de type S (silicates) sont plus courants[13][14]. Le spectre de leur surface révèle la présence de silicates et de quelques métaux, mais aucun composé carbonné significatif. Ils sont donc constitués de matériaux profondément modifiés depuis les débuts du système solaire. Leur mécanisme de formation supposé inclus 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 aliage 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. Cependant, certains composés silicates peuvent produire une apparence similaire ; par exemple, l'astéroïde de type M Kalliope ne semble pas être composé principalement de métal[15]. À l'intérieur de la ceinture, la distribution des astéroïdes de type M culmine à 2,7 UA du Soleil[16]. On ignore si tous les astéroïdes de type M ont une composition similaire ou s'il s'agit d'un label regroupant plusieurs variétés n'appartenant pas aux classes C et S[17].

La ceinture d'astéroïdes ne contient que peu d'astéroïdes de type V, basaltiques[18], un fait dont on ne connait pas la raison. Les thories de formation des astéroïdes prédisent que des objets de la taille de Vesta ou plus grands devraient former des croutes et des manteaux, lesquels seraient principalement composés de roche basaltiques ; plus de la moitié des astéroïdes devraient alors être composés de basalt ou d'olivine. Les observations suggèrent que 99% du basalt prédit n'existe pas[19]. Jusqu'en 2001, on pensait que la plupart des corps basaltiques découverts dans la ceinture provenait de Vesta (d'où leur nom de type V). Cependant, la découverte de (1459) Magnya a révélé une composition chimique légèrement différente des autres astéroïdes basaltiques, suggérant une origine distincte[19]. En 2007, (7472) Kumakiri et (10537) 1991 RY16 furent découverts possédant une composition basaltique et dont l'origine ne peut provenir de Vesta. À ce jour (octobre 2007), il s'agit des seuls astéroïdes de type V découverts dans la ceinture externe[18].

La température dans la ceinture varie en fonction de la distance au Soleil. Pour des particules de poussière, la température typique va de 200 K (-73°C) à 2,2 UA à 165 K (-108°C) à 3,2 UA[20]. Pour un astéroïde plus gros, sa rotation impose des variations plus importantes, sa surface étant exposée alternativement au rayonnement solaire et au fond stellaire.

Orbites

Généralités

La grande majorité des astéroïdes de la ceinture principale ont une excentricité inférieure à 0,4 et une inclinaison inférieure à 30°. Leur distribution orbitale est maximale pour une excentricité d'environ 0,07 et une inclinaison inférieure à 4°[4]. 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.

Le terme de « ceinture principale » est parfois utilisé pour désigner exclusivement la région centrale où la concentration en astéroïdes est la plus grande. Elle est située entre les lacunes de Kirkwood 4:1 et 2:1, entre 2,06 et 3,27 UA et ses composants ont une excentricité plus petite que 0,33 et une inclinaison inférieure à 20°. Cette région contient 93,4% de tous les astéroïdes numérotés du système solaire[1].

Les deux diagrammes suivants mettent en évidence certains éléments orbitaux des astéroïdes connus en fonction de leur demi-grand axe (en UA) ; les astéroïdes de la ceinture sont indiqués en rouge et bleu, entre 2 et 4 UA (le rouge correspondant à la région la plus peuplée de la ceinture). Le groupe d'astéroïdes situé vers 5,2 UA est celui des troyens.

  • Excentricité des astéroïdes connus en fonction de leur demi-grand axe.
    Excentricité des astéroïdes connus en fonction de leur demi-grand axe.
  • Inclinaison des astéroïdes connus en fonction de leur demi-grand axe.
    Inclinaison des astéroïdes connus en fonction de leur demi-grand axe.

Lacunes de Kirkwood

Article principal : Lacune de Kirkwood.
Diagramme représentant la distribution des astéroïdes en fonction du demi-grand axe à l'intérieur du « cœur » de la ceinture. Les flêches bleutées pointent les lacunes de Kirkwood, où les effets de résonance orbitale avec Jupiter déstabilisent les orbites des petits corps qui pourraient s'y trouver.

La distribution des demi-grands axes des astéroïdes (et donc, lorsque leur excentricité est faible, de leur période orbitale) fait apparaître des zones clairement dépourvues d'astéroïdes, appelées lacune de Kirkwood. Ces lacunes apparaissent pour les demi-grands axes où le rapport entre la période orbitale d'un astéroïde et celle de Jupiter est une fraction entière. 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 passer sur de telles orbites (soit initialement à cause de la migration de l'orbite de Jupiter[21] ou à cause de perturbations ou collisions antérieures) ont graduellement été déplacés vers des orbites possédant un demi-grand axe différent.

Les lacunes de Kirkwood n'apparaissent que dans l'examen de la distribution des demi-grand axes des astéroïdes. En pratique, l'orbite de ceux-ci étant elliptique, de nombreux astéroïdes traversent la distance au Soleil correspondant aux lacunes ; à un moment quelconque, la densité d'astéroïdes dans les lacunes n'est pas significativement différente de celle des régions voisines.[10].

Les lacunes principales se produisent en résonance 3:1, 5:2, 7:3 et 2:1 avec Jupiter. Ainsi, un astéroïde situé dans la lacune 3:1 réaliserait 3 orbites autour du Soleil pour chaque orbite de Jupiter. Des résonances plus faibles se produisent pour d'autres valeurs des demi-grands axes, causant un nombre moins important d'astéroïdes à posséder ces valeurs (par exemple la résonance 8:3 pour le demi-grand axe de 2,71 UA)[22].

La région centrale de la ceinture d'astéroïdes est parfois subdivisée en trois zones, basées sur les lacunes de Kirkwood les plus importantes. La zone I s'étend de la résonance 4:1 (2,06 UA) à la résonance 3:1 (2,5 UA). La zone II part de la fin de la zone I jusqu'à la résonance 5:2 (2,82 UA). La zone III débute à la limite externe de la zone II jusqu'à la lacune de la résonance 2:1 (3,28 UA)[23].

La ceinture principale peut également être divisée en ceinture interne et ceinture externe. La ceinture interne est composée des astéroïdes orbitant plus près de Mars que la lacune de Kirkwood de résonance 3:1 (2,5 UA) et la ceinture externe du reste des astéroïdes. Certains auteurs définissent ces deux ceintures à partir de la résonance 2:1 (3,3 UA). D'autres poussent la subdivision en définissant les ceintures interne, moyenne et externe.

Collisions

Aucun astéroïde plus grand que 100 m ne possède une période de rotation inférieure à 2,2 h. Sur un astéroïde tournant plus rapidement, tout matériau de surface faiblement fixé serait éjecté. Cependant, un objet solide serait capable de tourner plus rapidement sans se briser. Ceci suggère que la majorité des astéroïdes de plus de 100 m sont des empilements de débris formés par accumulation après collisions entre astéroïdes[24].

Du fait du grand nombre d'objets qu'elle contient, la ceinture d'astéroïdes est un environnement très actif et les collisions s'y produisent fréquemment (à l'échelle astronomique). On estime qu'une collision entre deux corps d'un diamètre supérieur à 10 km s'y produit tous les 10 milli[25]. Une collision peut framenter un astéroïde en plusieurs morceaux plus petits (et éventuellement former une nouvelle famille) et certains de ces débris peuvent former des météoroïdes[26].

Inversement, les collisions qui se produisent à des vitesses relatives faibles peuvent fusionner deux astéroïdes.

La ceinture d'astéroïdes contient des bandes de poussière (particules de moins d'une centine de µm) provenant en partie collisions entre astéroïdes et d'impacts de micrométéorites. À cause de l'effet Poynting-Robertson, la pression du rayonnement solaire conduit cette poussière à spiraler lentement vers le Soleil[27].

La combinaison de cette poussière et du matériau éjecté par les comètes provoque la lumière zodiacale. Cette lueur peut être perçue la nuit dans la direction du Soleil le long du plan de l'écliptique. Les particules qui la produisent mesurent en moyenne 40 µm et ont une durée de vie de l'ordre de 700 000 ans. Afin de maintenir les bandes de poussières, de nouvelles particules doivent être produites régulièrement dans la ceinture d'astéroïdes[27].

Familles et groupes

Article principal : Famille d'astéroïdes.
Diagramme de l'inclinaison (ip, en degrés) des astéroïdes numérotés en fonction de leur excentricité (ep) ; cette relation permet de faire apparaître plusieurs familles d'astéroïdes où ces deux valeurs sont très proches.

Environ un tiers des astéroïdes de la ceinture principale appartiennent à une famille d'astéroïdes. Une telle famille regroupe des astéroïdes possédant des éléments orbitaux similaires, comme le demi-grand axe, l'excentricité et l'inclinaison, ainsi que des caractéristiques spectrales communes, suggérant une origine commune dans la fragmentation d'un corps plus grand.

On estime à 20 à 30 le nombre de familles quasi-certaines, dont les membres présentent un spectre commun[28]. Les associations d'astéroïdes plus petites sont appelés des groupes.

Par ordre de demi-grand axe croissant, les familles principales sont celles de Flore, Eunomie, Koronis, Éos et Thémis[16]. La famille de Flore, l'une des plus importantes, contient plus de 800 membres et se serait formée par une collision survenue il y a moins d'un milliard d'années[29].

Vesta est le plus grand astéroïde à faire partie d'une famille. La famille de Vesta se serait formée lors d'un impact ayant formé un cratère sur l'astéroïde. La météorite HED proviendrait de cet impact[30].

Trois bande de poussières principales ont été observées dans la ceinture d'astéroïdes, partageant une inclinaison similaire aux famille d'Éos, Koronis et Thémis et pourraient leur être associé[31].

Périphérie

La famille d'Hungaria s'étend sur le bord interne de la ceinture, entre 1,78 et 2,0 UA. Elle est nommé d'après son membre princiapl, (434) Hungaria, et contient au moins 52 corps. La famile d'Hungaria est séparée du reste de la ceinture par la lacune de Kirkwoord 4:1 et ses orbites possèdent une forte inclinaison. Certains membres de ce groupe croisent l'orbite de Mars et il est possible que des perturbations gravitationnelles de cette planète en réduisent la population totale[32].

La famille de Phocée est un autre groupe de la partie interne de la ceinture d'astéroïdes dont les membres présentent une forte inclinaison. Elle est composée principalement d'éstéroïdes de type S, tandis que la famille voisine d'Ungaria inclut quelques astéroïdes de type E[33]. Elle orbite entre 2,25 et 2,5 UA.


Le groupe de Cybèle occupe la partie externe de la ceinture principale, entre 3,3 et 3,5 UA, avec une résonance 7:5 avec Jupiter. La famille d'Hilda orbite entre 3,5 et 4,2 UA sur des orbites relativement circulaires et une résonance orbitale stable 3:2 avec Jupiter.


Il y a relativement peu d'astéroïdes au-delà de 4,2 UA jusqu'à l'orbite de Jupiter. Les groupements d'astéroïdes suivants sont les deux groupes d'astéroïdes troyens, mais ils ne sont pas considérés comme des membres de la ceinture d'astéroïdes.

Familles récentes

Certaines familles d'astéroïdes se sont formées récemment du point de vue astronomique. Le groupe de Karin semble s'être formé il y a 5,7 millions d'années à la suite d'une collision avec un astéroïde de 16 km de rayon[34]. La famille de Veritas s'est formée il y a 8,3 millions d'années et des preuves de cet événement ont pris la forme d'une poussière interplanétaire recouvrée dans des sédiments océaniques[35].

Le groupe de Datura s'est semble-t-il formé il y a 450 millions d'années par collision. Cette estimation est basée sur la probabilité que ses membres possèdent leur orbite actuelle plutôt qu'une preuve physique. Il pourrait avoir contribué à la poussière zodiacale[36]. D'autres groupes récents, comme celui d'Iannini (entre 1 à 5 millions d'années) pourraient avoir contribué à cette poussière[37].

Origine

Formation

La plupart des scientifiques considèrent que la ceinture d'astéroïdes est composée de résidus du système solaire primitif qui n'ont jamais formés de planète.


À l'origine, il avait été avancé que la ceinture proviendrait de la fragmentation d'une planète (nommée Phaéton). Cette hypothèse est tombée en désuétude à cause d'un certain nombre de problèmes. Le premier concerne l'énorme énergie nécessaire. Un autre est la faible masse totale de la ceinture, qui n'est qu'une fractionde celle de la Lune. Enfin, les différences de composition chimique entre les astéroïdes sont difficiles à expliquer si tous proviennent du même corps[38] .

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 garvité pour former un disque en rotation qui s'est condensé pour former le soleil et les planètes[39]. 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[40], 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[41]. Les planétésimaux de cette région furent (et continuent à être) trop perturbés pour former une planète. Ils continuent à orbiter le Soleil indépendamment et à rentrer en collision de façon occasionnelle[42]. La ceinture d'astéroïdes peut être considérée comme une relique du système solaire primitif.


Évolution

La ceinture d'astéroïdes actuelle ne contiendrait qu'une petite partie de la masse de la ceinture primordiale. Sur la base de simulations informatiques, cette ceinture aurait eue une masse équivalement à celle de la Terre. À casue de perturbations gravitationnelles, la majeure partie des matériaux furent éjectés à peine un million d'années après leur formation, ne laissant au final que moins de 0,1% de la masse d'origine[42].

Depuis cette période, la distribution de la taille des astéroïdes dans la ceinture est restée relativement stable : il n'y a pas eu d'augmentation ou de baisse des dimensions typiques de ces astéroïdes[43]. Cependant, ils furent affectés par différents processus ultérieurs comme le réchauffement interne (pendant les premières dizaines de millions d'années), la fonte de leur surface après des impacts ou l'effritement par radiation et bombardement de micrométéorites. Les astéroïdes en eux-mêmes ne sont donc pas des échantillons intacts du système solaire primitif. Par contraste, les objets de la ceinture de Kuiper externe auraient subi bien moins de transformations.

La résonance orbitale 4:1 avec Jupiter, vers 2,06 UA, peut être considérée comme la limite interne de la ceinture. Les perturbations de Jupiter y déplacent les corps vers des orbites instables. De plus, la plupart des corps qui s'y sont formés furent éjectés par Mars (dont l'aphélie est situé à 1,67 UA) ou par des perturbations gravitationnelles au début du système solaire[44]. Les exceptions incluent la famille d'Hungaria, des astéroïdes situés sur des orbites très inclinées et qui furent ainsi protégés des perturbations.

Découverte et exploration

Observations télescopiques

Portrait de Giuseppe Piazzi, découvreur du premier astéroïde, Cérès.

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 (1) Cérès. D'autres astéroïdes ont ensuite été découverts, (2) Pallas en 1802, (3) Junon en 1804, (4) 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'(5) Astrée 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.

La découverte d'un nouvel astéroïde dans la ceinture principale est aujourd'hui un évènement banal puisqu'on en a découvert en moyenne plusieurs dizaines par jour entre 1995 et 2005 grâce à des programmes tels que LINEAR, NEAT ou Spacewatch. Concernant ce champ de recherches, même si des millions de découvertes restent à faire, les découvertes majeures ont d'ores et déjà été réalisées (astéroïdes binaires, satellites d'astéroïdes, astéroïdes avec plusieurs astéroïdes satellites...).

Exploration spatiale

Vue d'artiste de la mission spatiale Dawn destinée à visiter Vesta (à gauche) et Cérès (à droite).

Le premier vaisseau spatial à avoir traversé la Ceinture d'astéroïdes fut Pioneer 10, qui y entra le 16 juillet 1972. À cette époque, il n'était pas connu avec certitude si les débris de la ceinture allaient causer ou non des dégats à la sonde. Pioneer 10 la traversa cependant sans dommage. Depuis, la ceinture d'astéroïdes a été traversée par neuf autres sondes : Pioneer 11, Voyager 1, voyager 2, Galileo, Cassini, NEAR, Ulysses et New Horizons, sans incident. On estime désormais la probabilité qu'une sonde rencontre un astéroïde à moins d'une sur un milliard[45].

À la fin 2007, trois sondes ont été spécifiquement dédiées à l'observation des astéroïdes. NEAR et Hayabusa furent consacrées à des astéroïdes proches de la Terre. Seule Dawn, lancée en juillet 2007, a pour but la ceinture d'astéroïdes, spécifiquement Vesta et Cérès. Si la sonde est toujours opérationnelle après avoir accompli ce travail, il est prévu de l'employer pour continuer d'explorer la ceinture d'astéroïdes[46].

Voir aussi

Liens internes

Liens externes

Références

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