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La Ceinture des astéroïdes

L'astéroïde Vesta (560x540 km) photographié par la sonde Dawn en 2012. Document NASA/JPL/Caltech-UCLA.

Composition chimique (II)

Les astéroïdes se divisent tout d’abord en trois grandes types fonction de leur évolution chimique :

- Primitive : formé à l’extérieur de la Ceinture

- Métamorphique : formé au milieu de la Ceinture

- Ignée : formé à l’intérieur d’un astre parent.

Les astéroïdes sont également caractérisés en fonction de leur composition chimique : C, S, M, R, E et V, tandis que quelques astres isolés sont de types D, F, P, G, B, T, A ou Q. Il s'agit de la classification de Tholen dont voici les principaux types :

- Le type C (carboné) est majoritaire à 75 %. Représentant la moitié des astéroïdes vers 2 UA, sa proportion atteint 95 % aux alentours de 3 UA. On les retrouve donc principalement dans la région externe de la Ceinture principale. Ces astéroïdes présentent une coloration grise, très peu réfléchissante (albedo de 0.03 à 0.09). Ce sont des chondrites carbonées, c'est-à-dire des agglomérats de chondres ou petits grains de quelques centaines de microns à quelques millimètres de diamètre contenant jusqu'à 5 % de matière organique. Ils contiennent également de l'eau et du phosphore.

- Le type S (silicatés) regroupe 17 % des astéroïdes. Ils circulent près de l'orbite de Mars (2.2 à 2.8 UA) et donc dans la région interne de la Ceinture principale. Ils forment les aérosidérolites. Ils sont composés de roche ordinaire, essentiellement des silicates (de la silice) mélangés à des oxydes métalliques comme le silicate de fer ou de magnésium. Ils comprennent également des métaux (nickel, cobalt et un peu d'or, de platine et de rhodium). Ils sont riches en olivine et en pyroxène, deux composants qu'on retrouve dans la lave. Ils présentent une dominante rougeâtre, avec un albedo variant entre 0.10 et 0.22.

- Le type M (métallique) regroupe les astéroïdes restants riches en métaux (10 fois plus de métaux que le type S). Ils représentent 5 % des astéroïdes. Relativement brillants, leur albedo varie entre 0.08 et 0.18 et sont légèrement rouges. Leur composition est dominée par le fer. On les retrouve dans la région centrale de la Ceinture principale.

- Le type R (rouge) rassemble dans la Ceinture interne le pourcent d'astéroïdes composés de chondrites pauvres en fer et contenant une proportion significative d'olivine et de pyroxène mêlée de plagioclases (roches silicatées de la famille des feldspaths). Ils sont très rouges et leur albedo varie entre 0.20 et 0.30.

- Le type E (enstatites) rassemble la fraction d'astéroïdes composés de silicates sans métaux (enstatites) mais dont l'éclat est élevé. Leur albedo varie entre 0.30 et 0.38. Ils sont majoritaires vers 2 UA.

- Le type V (Vesta) rassemble les rares astéroïdes qui présentent les propriétés des chondrites basaltiques. Leur albedo est voisin de 0.25.

Les types C et S représentent près de 93 % de la masse des astéroïdes, mais ils sont tellement petits que leur masse globale est inférieure à 2x1021 kg, quarante fois inférieure à celle de la Lune. Tous ensembles, les astéroïdes ne représentent donc qu'une masse infime. S'ils ont effectivement formé un corps céleste, il devait avoir la taille de Rhéa, un des nombreux satellites de Saturne de quelque 1500 km de diamètre.

Classification SMASS

La classification chimique des astéroïdes se base sur leur analyse spectrale en lumière visible et en infrarouge (entre 0.2 et 3.6 microns), sur leur albedo et la couleur qu'ils réfléchissent dans ces deux même bandes de fréquences.

Avec le temps et l'utilisation de filtres plus sélectifs, la classification de Tholen a été divisée en sous-groupes désignés par des lettres afin de préciser des affinités spectrales prédominantes ou des sous-groupes, ce qui donna naissance à la classification SMASS (Small Main-Belt Asteroid Spectroscopic Survey) présentée ci-dessous proposée en 2002 par Schelte J. Bus et Richard P. Binzel sur base de l'étude de 1447 astéroïdes. Ce système de classification permet également de plus facilement établir la correspondance entre les différentes types d'astéroïdes et de météorites. Parmi les autres systèmes de classification, citons ceux de Barucci et Howell.

A lire : La croissance des grains de poussières et des planétésimaux

Classification SMASS des astéroïdes

Type

Sous-groupe

Minéraux de surface

Météorites associées

D

D

Ogranique + silicates amorphes (+ glace ?)

Aucune (possière cosmique ?)

X

Xe, Xc, Xk

Métaux + transitions entre P, M, E

Métalliques, achondrites enstatites

X

P

Silicates anhydres + organique ? (+ glace ?)

Aucune (possière cosmique ?)

X

M

Métaux, enstatite

Métalliques (+ chondrites EH, EL ?)

X

E

Mg-pyroxène

Achondrites enstatites

G

Cg, Cgh

Argiles, carbone, organique

Chondrites C avec argile ou mica

C

Ch, Cb

Sèche: Olivine, pyroxène, carbone (+ glace ?)

Humide: argiles, carbone, organique

Chondrites CM3, riches en gaz

C

B

Argiles, carbone, organiques

Aucune (CI1, CM2 très altérées ?)

C

F

Carbonées anhydres

Chondrites C

S

Sa, Sq, Sr, Sk, Sl

Olivine, pyroxène, métaux

Roches métalliques, IAB, lodranites, winonites, sidérophyres, uréilites, chondrites H, L, LL

S

K

Olivine, orthopyroxène

Chondrites CV3, CO3

S

Ld

Silicates standards 

 

S

Q

Olivine, pyroxène, métal

Chondrites H, L, LL

S

R

Olivine, pyroxène

Aucune (achondrites riches en olivine ?)

S

A

Olivine 

Brachinites, pallasites

V

-

Pyroxène, feldspath

Achondrites basaltique

T

-

Troilite ?

Métalliques riches en troilite (Mundrabila) ?

O

-

Olivine, pyroxène, métaux

Chondrites ordinaires L6, LL6

W

-

Argiles, (sels ?)

Aucune (CI1 pauvres, CM2?)

Pour expliquer la composition des différents astéroïdes, on considère la Ceinture des astéroïdes comme une série d'unités géologiques zonales concentriques dont l'emplacement dépend de la nature de la nébuleuse primitive, de la température et de la force de la gravitation.

La Ceinture extérieure est dominée par les astéroïdes de types D et P de faible albedo. Les corps associés sont généralement considérés comme la poussière cosmique ou les chondrites carbonées de type CI qui ont été enrichies en matière organique comme la météorite du lac Tagish (Canada, 2000). On ne retrouve pas leur signature spectrale dans les corps situés dans la partie interne de la Ceinture. On suppose que les astéroïdes des types D et P sont composés de matériaux primitifs ayant subi une évolution géochimique différente de celle de la poussière cosmique ou des chondrites CI. Leur spectre indique une augmentation de la quantité de molécules organiques à mesure que la distance au Soleil augmente. Ces corps ce sont formés à basse température et sont donc probablement très riche en composés volatils, y compris en glace d'eau.

La Ceinture interne dite sombre comprend les astéroïdes de type C et les sous-groupes B, F et G (Cg et Cgh) associés aux météorites de la famille des chondrites carbonées de type CI et CM. Les différences spectrales entre ces types s'expliquerait par l'évolution différente des altérations aqueuses ou par un métamorphisme thermique. Les chondrites carbonées CI, riches en eau, minéraux argileux, composants volatils et carbone représentent la matière primitive qui fut doucement réchauffée et altérée par l'action de l'eau. Les astéroïdes 2 Pallas, 379 Huenna et 101955 Bennu appartiennent au type B, 1 Cérès appartient au type G et plusieurs membres des familles Polana et Nysa-Polana appartiennent au type F.

Vers 3 UA du Soleil, la différenciation des astéroïdes brillants devient de plus en plus commune. Cette région fut fortement affectée par le chaleur à l'époque de la genèse du système solaire et contient des astéroïdes dont les météorites différenciés et métamorphosés. La meilleure correspondance entre le spectre des astéroïdes et des météorites serait ceux de type V comme l'astéroïde Vesta comprenant notamment les météorites achondrites basaltiques. Les météorites de type V sont considérées comme des assemblages différenciés d'orthopyroxène mélangé à différentes proportions de plagioclase (des silicates minéraux de la famille des feldspaths), les rendant analogues aux associations de météorites howardite-eucrite-diogénite (HED). Ces météorites présentent des basaltes partiellement fondus liés à des flots de laves superficiels et des inclusions proches de la surface provenant d'astéroïdes ayant subit une chaleur intense, puis ayant fondu et dont la masse s'est différenciée qui furent ensuite violemment percutés par un autre astéroïde, provoquant l'éjection de débris dans l'espace.

La taille de quelques astéroïdes comparée à Vesta photographié par la sonde Dawn.

Juste après le type V vient le type A qui comprend des astéroïdes situés dans une région plus profonde de la Ceinture. Constitués pratiquement d'olivine pur et auraient dérivés depuis le manteau d'un astre parent fortement différencié. Le manteau de la Terre est dominé par l'olivine et des études théoriques montrent qu'une différentiation des astéroïdes similaires aux chondrites ordinaires pourrait produire des manteaux riches en olivine. Une autre source possible sont les astéroïdes de type R dont l'astéroïde 349 Dembowska est un exemple typique. Son spectre suggère qu'il comprend de l'olivine et du pyroxène, deux composés de la lave, et pourrait présenter des traces de fusion partielle ou de différenciation incomplète.

Des astéroïdes plus communs bien que peu nombreux (5 %) sont les métalliques de type M dont la signature spectrale est typique d'un mélange de fer et de nickel et dont la signature radar est très réfléchissante, compatible avec leur nature métallique. Ces corps seraient issus du noyau d'astéroïdes différenciés. Des études isotopiques et chimiques montrent que les météorites de type M proviendraient d'au moins 60 corps parents différents indiquant la grande variété de corps différenciés dans la Ceinture des astéroïdes. Toutefois, quelques astéroïdes métalliques présentent des minéraux hydratés en surface. On peut également caractériser les astéroïdes de type M par leur teneur en minéraux argileux (phyllosilicates et autres argilites) qui laisse supposer que le type M "humide" est constitué d'assemblages d'argiles comme les chondrites carbonées CI, mais sans les inclusions riches en carbone des CI. Le type W (wet ou humide) pourrait rassembler ces objets inhabituels. Le plus grand astéroïde de type M est 16 Psyché qui mesure 248 km de longeur.

Les astéroïdes de type E sont un autre exemple des risques d'extrapolation à partir de données limitées et de les associer à des météorites. Les astéroïdes 44 Nysa, 64 Angelina, 2867 Šteins et les membres du groupe Hungaria appartiennent à cette type. A priori ces objets ressemblent aux achondrites enstatites, c'est-à-dire aux météorites pauvres en fer formées dans le manteau très réduit d'un astre parent. Seul problème, ces météorites sont anhydres alors que Nysa est fortement hydratée. En fait, la moitié des membres de type E sont hydratés et ne peuvent pas être composés d'enstatite anhydre. Aussi, les astéroïdes E "humides" comme Nysa seraient plutôt apparentés aux astéroïdes de type W dont la surface est riche en argiles de silicates hydratés.

L'un des cas les plus complexes est probablement celui des astéroïdes de type S dont le spectre témoigne généralement d'une grande quantité d'olivine et de pyroxène mélangée à des composés métalliques mais dont la minéralogie varie de l'olivine quasiment pur au pyroxène quasiment pur en passant par un mélange de ces deux substances. Ce large éventail de compositions suggère un tout aussi vaste éventail de météorites et de scénarii de formations.

Les astéroïdes de type S représentent probablement des corps ayant été formés à la limite entre le noyau et le manteau, dans le manteau ou dans les niveaux inférieurs de la croûte d'astéroïdes parents différenciés. Ils comprennent également des astéroïdes non différenciés mais métamorphosés qui sont les astres parents des chondrites ordinaires. Ce type de météorite est de loin le plus abondant et représente environ 80 % des chutes observées de météorites. Mais jusqu'à présent seuls quelques astéroïdes correspondent à ces chondrites; ils font partie du type S, sous-groupe Q. 433 Eros, 951 Gaspra et 15 Eunomia appartiennent au type S.

Les astéroïdes de type S présentent des bandes d'absorption assez similaires à celles des chondrites ordinaires bien que les astéroïdes S affichent un spectre (et une couleur) rougeâtre que ne présentent pas les chondrites ordinaires. Toutefois, des expériences de laboratoire ont montré que la matière des chondrites ordinaires peut "rougir" sous l'effet des conditions de l'espace, en particulier suite au bombardement micrométéoritique. Ainsi les petites et jeunes chondrites ne présentent pas cette couleur, ce qui témoigne que l'astre parent n'a pas eu le temps de subir ce traitement, contrairement aux grosses chondrites âgées dont l'astre parent présente des surfaces rougies par le temps.

Distribution des types taxonomiques d'astéroïdes selon Bell et al. (1989). Extrait de "Asteroids II", R.P.Binzel et al., U.Az Press, 1989, p925.

En général, les astéroïdes différenciés des types V, A, R, S et M représentent autant d'exemples de coupes géologiques entre la croûte jusqu'au noyau d'astéroïdes différenciés et peuvent nous apprendre énormément de choses sur l'évolution géochimique d'un tel corps.

Dans ce scénario, les astéroïdes de type V représentent le matériau de surface et de la croûte de l'astre parent. Ceux de type A proviendraient d'un manteau totalement différencié tandis que ceux de type R proviendraient du manteau partiellement différencié d'un astre parent. Les astéroïdes de type S riches en olivine proviendraient soit de la région du manteau soit de la limite entre le noyau et le manteau de l'astre parent. Enfin, ceux de type M représentent des échantillons du noyau métallique d'un astre parent.

Comme expliqué en début de page, ce système de classification montre clairement que les types d'astéroïdes ne sont pas uniformément distribués dans la Ceinture d'astéroïdes. Le type S est surtout présent dans la partie interne tandis que le type C se rassemble dans la partie externe. Les types les plus populaires (types E, S, C, P et D) présentent des pics d'abondance à différentes distances héliocentriques comme indiqué dans le diagramme présenté à droite.

Enfin, les astéroïdes de type T sont des astres très sombres présentant un albedo compris entre 0.04 et 0.11 avec un spectre plutôt rouge et des raies d'aborptions modérées dans le spectre visible (sous 850 nm). Ils présentent probablement une structure anhydre proche des types P et D. Cette catégorie comprend les astéroïdes 114 Kassendra et 233 Astérope. Aucune météorite n'a été associée à ce type.

Une chimie et une dynamique complexes

Selon les modèles traditionnels de formation du système solaire, des matériaux réfractaires contenant des silicates ou des oxydes métalliques supportant des températures élevées à modérées auraient été majoritaires dans la région interne du système solaire, tandis que les matériaux volatils contenant des minéraux carbonés et beaucoup de gaz auraient été majoritaires dans les régions froides et extérieures du système solaire. La zone de transition entre les températures modérées et basses correspondrait à la Ceinture des astéroïdes. Ainsi, le type E très abondant vers 2 UA est composé de silicates d'enstatites typiques d'une formation à haute température. Le type S contenant de l'olivine et du pyroxène est typique de température modérées, tandis que le type C très abondant vers 3 UA est typique d'une formation dans des régions froides.

Toutefois, de nouveaux modèles en 2D montrent qu'en réalité la situation fut plus complexe. Une étude publiée en 2016 dans la revue de la Royal Astronomical Society (MNRAS) par Francesco Pignatale de l'ENS de Lyon et une équipe internationale d'astronomes montre que des matériaux réfractaires furent également présents à la surface du disque à grande distance du Soleil, tandis que des matériaux volatils furent également présents dans le disque interne, à des distances équivalentes à 0.1 et 0.8 UA du Soleil, c'est-à-dire jusqu'à l'orbite de Mercure où on ne s'attend pas à trouver ce genre de matériaux.

Ces simulations récentes rendent compte des observations des disques protoplanétaires en infrarouge où des émissions générées par des poussières d'enstatites ont été découvertes dans la surface interne des disques. Elles sont également compatibles avec la découverte de nombreuses exoplanètes géantes gravitant tout près de leur étoile, parfois à quelques dizaines de millions de kilomètres seulement, comme si Uranus ou Neptune par exemple gravitait sur l'orbite de Mercure.

Selon Pignatale, cette chimie et cette dynamique suggèrent que la formation de chondrites d'enstatites à partir du fractionnement du gaz se produit dans la couche superficielle du disque protoplanétaire interne, en-deça de 0.4 UA, une nouvelle donnée qu'il faut dorénavant inclure dans les modèles protoplanétaires. On y reviendra.

Comètes dormantes

Citons séparément les astéroïdes qui présentent une queue diffuse comme les comètes. Selon l’astronome américain Brian Marsden du Minor Planet Center et des spécialistes de l'ESO, il existe beaucoup d'astéroïdes qui se comportent comme des comètes à l'approche du Soleil, présentant occasionnellement une coma comme ce fut le cas pour Chiron (160 x 80 km) observé en 1989. Il s’agit en fait d’une comète "dormante", capable de sursauts sporadiques. Inversement, certaines comètes disparaissent après avoir probablement perdu tous leurs composants volatils. A ce titre il fut également catalogué 95P/Chiron. On reviendra sur Chiron car, fait très rare, il est entouré d'un anneau de poussière.

Fragment de Vesta

Chiron

A gauche, un fragment de l'astéroïde Vesta tombé en Australie en 1960. Il est presque uniquement composé de pyroxène, un composant de la lave. Il mesure 10 cm et pèse 631 g. Document R.Kemton/New England Meteoritical Services. A droite, à l'inverse de Vesta, Chiron présente toutes les caractéristiques d'une comète dormante. Ce graphique représente la signature de l'eau découverte dans sa coma.

On suppose que si le noyau d'une telle comète éteinte reste visible il ne pourra être différencié d'un astéroïde. Tel fut vraisemblablement le cas pour l'astéroïde 4015 qui fut redécouvert en 1979 au télescope du mont Palomar, 30 ans après l'observation de la comète Wilson-Harrington. Des simulations de ses trajectoires antérieures ont permis d'extrapoler sa position en 1949 et de le retrouver sous l'aspect d'une comète.

Après avoir décrit les astéroïdes de la Ceinture principale, nous pouvons également les décrire en fonction de leur localisation car tous n'évoluent pas entre Mars et Jupiter. Beaucoup gravitent sur des orbites assez proches de celle de la Terre tandis que d'autres se sont regroupés dans des zones de stabilité gravitationnelle proches de l'une ou l'autre planète tandis que des millions d'autres gravitent au-delà de l'orbite de Neptune. Ce sont ces différentes familles et groupes d'astéroïdes que nous allons à présent décrire.

Prochain chapitre

La répartition des astéroïdes

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